INTRODUCTION A L’ASTRONOMIE - OCA

INTRODUCTION AL’ASTRONOMIE

par Jean-Pierre RivetCNRS, Observatoire de la Cote d’Azur

([email protected])

10 novembre 2011(En cours d’elaboration)

“La nature a des lois simples, mais le langagequi permet de les decrire doit etre riche.”

(Pierre-Simon de Laplace, le 20 janvier 1795)

1

Avertissement et guide de lecture

Ce qui suit n’a en aucune facon la pretention d’etre un cours d’astronomie complet etstructure. Ce n’est qu’un ensemble de points de repere et d’elements de culture generaleen astronomie et en mecanique celeste.

Certaines parties ecrites en petits caracteres pourront etre abordees en seconde lecture.Elles renferment en effet des considerations importantes, mais plus delicates a apprehender,et plus techniques.

Le premier chapitre est consacre a des rappels de notions elementaires sur les angles,la trigonometrie, et sur le systeme Terre-Soleil-Lune. Il peut etre omis en premiere lecture.

Chaque chapitre se termine par une synthese “minimale” des connaissances essentiellesdu chapitre. Le but de cette synthese est de recapituler les informations pour memoire,mais sa lecture ne saurait se substituer a une lecture complete du chapitre.

L’ouvrage est complete par une liste alphabetique de noms propres lies a l’histoire del’astronomie, avec pour chacun une tres breve notice biographique (Chapitre 10). Cetteliste est suivie par un glossaire expliquant certains termes couramment utilises en astro-nomie (Chapitre 11).

Figure egalement en fin de ce document au Chapitre 12, une liste chronologique (in-complete et arbitraire) d’evenements importants qui ont jalonne l’histoire de l’astronomie.

Table des matieres

1 Rappel de notions de base 71.1 Rappels de geometrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.1.1 Angle entre deux demi-droites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71.1.2 Angle entre deux droites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.1.3 Angle entre deux plans . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.1.4 Angle de rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91.1.5 Bases de trigonometrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101.1.6 Applications : diametre apparent et parallaxe . . . . . . . . . . . . . 10

1.2 Rappels sur le systeme Terre-Soleil-Lune . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171.2.1 La rotation propre de la Terre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171.2.2 Le mouvement orbital de la Terre autour du Soleil . . . . . . . . . . 181.2.3 Le mouvement orbital de la Lune autour de la Terre . . . . . . . . . 181.2.4 Les saisons et la duree du jour et de la nuit. . . . . . . . . . . . . . . 201.2.5 Les eclipses de Lune et de Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

1.3 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

2 Les objets du ciel 332.1 Le ciel a l’œil nu . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

2.1.1 Les objets artificiels . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 332.1.2 Les etoiles et constellations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 332.1.3 Les planetes, le Soleil et la Lune . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 342.1.4 Les objets temporairement visibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 342.1.5 La Voie Lactee . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

2.2 Le ciel au travers d’un instrument . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 352.2.1 Les planetes lointaines et les petits corps du systeme solaire. . . . . 352.2.2 Les amas ouverts ou amas galactiques . . . . . . . . . . . . . . . . . 352.2.3 Les amas globulaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 352.2.4 Les nebuleuses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 362.2.5 Les galaxies et amas de galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 362.2.6 Les quasars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

2.3 Les objets non visibles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 372.4 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

3 Reperes historiques et “sociologiques” 553.1 Racines profondes de l’astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 553.2 L’epoque antique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 563.3 Le moyen age . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 573.4 La Renaissance : la fin du geocentrisme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

3

4 TABLE DES MATIERES

3.5 L’ere de la mecanique celeste . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 583.6 L’avenement de l’astrophysique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 593.7 L’epoque de l’astronomie spatiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 603.8 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61

4 Le temps et l’espace 634.1 Le temps en astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63

4.1.1 Les calendriers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 634.1.2 Les definitions de la seconde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 654.1.3 Les echelles de temps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66

4.2 L’espace en astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 714.2.1 Les unites de mesure des distances en astronomie . . . . . . . . . . . 714.2.2 Les systemes de reperage spatial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

4.3 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85

5 Les bases de la mecanique celeste 875.1 Les interactions fondamentales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 875.2 La mecanique de Newton et Galilee . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

5.2.1 La notion de referentiel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 895.2.2 La notion de referentiel galileen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 895.2.3 Les lois fondamentales de la mecanique classique . . . . . . . . . . . 90

5.3 Les lois de Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 905.3.1 Rappel historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

5.4 Le probleme a un corps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 915.4.1 Demonstration des lois de Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 915.4.2 Les six elements orbitaux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 935.4.3 EXERCICE : La masse du Soleil (version I) . . . . . . . . . . . . . . 97

5.5 Le probleme a deux corps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 995.5.1 EXERCICE : La masse du Soleil (version II) . . . . . . . . . . . . . 101

5.6 Le probleme a N corps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1035.7 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

6 Le systeme solaire en quelques images 1076.1 Vue d’ensemble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1076.2 Vues individuelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1076.3 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137

7 Le Soleil 1397.1 L’etoile Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139

7.1.1 Caracteristiques physiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1397.1.2 La source de l’energie solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1407.1.3 Le destin du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1417.1.4 L’activite solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1427.1.5 La composition chimique du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142

7.2 Structure du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1427.2.1 Vision globale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1427.2.2 Le cœur nucleaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1437.2.3 La zone radiative . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1447.2.4 La zone convective . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144

TABLE DES MATIERES 5

7.2.5 La photosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1457.2.6 La chromosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1457.2.7 La couronne solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145

7.3 Le Soleil et la Terre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1467.3.1 Le Soleil source de vie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1467.3.2 Le Soleil source d’energie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1467.3.3 Le Soleil source de danger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1467.3.4 Le Soleil pour mesurer le temps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1477.3.5 Les aurores boreales et les orages geomagnetiques . . . . . . . . . . . 147

7.4 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159

8 Les instruments de l’Astronomie 1618.1 Les sources d’information de l’astronome . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1618.2 Les instruments collecteurs de lumiere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162

8.2.1 La lunette de Galilee . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1638.2.2 La lunette de Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1648.2.3 Le telescope de Newton . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1648.2.4 Le telescope de Cassegrain . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1658.2.5 Comparatif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165

8.3 Les instruments d’analyse de la lumiere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1668.3.1 Les spectrographes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1668.3.2 Les polarimetres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166

8.4 Les recepteurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1678.5 Synthese . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173

9 Pour en savoir plus... 1759.1 Sites Internet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1759.2 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 176

10 Personnages celebres 179

11 Glossaire 183

12 Chronologie 19312.1 L’epoque antique et le geocentrisme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19312.2 Le moyen-age . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19412.3 La renaissance et l’heliocentrisme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19412.4 L’age d’or de la mecanique celeste . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19512.5 L’ere de l’astrophysique et de la cosmologie . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19612.6 L’ere de l’astronomie spatiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196

6 TABLE DES MATIERES

Chapitre 1

Rappel de notions de base

Ce chapitre est consacre a quelques rappels simples sur des notions de base en geometrieet en cosmographie du systeme Terre-Soleil-Lune. Ces notions tres elementaires sont parfoismaıtrisees de maniere floue par les etudiants, ce qui peut gener la comprehension des basesde l’astronomie. Cela dit, l’etude de ce chapitre peut etre remise en seconde lecture. Il peutaussi etre consulte en cours de lecture des chapitres suivants, pour d’eventuelles mises aupoint et precisions.

1.1 Rappels de geometrie

L’astronomie fait appel tres frequemment a quelques elements simples de geometriecomme les notions d’angle, de mesure d’angle et de trigonometrie. Il parait donc sage deconsacrer la premiere section de ce chapitre a quelques rappels sur les angles.

Plusieurs objets geometriques sont susceptibles de former des angles. Le cas le plussimple est l’angle entre deux demi-droites 1 ou entre deux vecteurs, mais on peut aussidefinir l’angle entre deux droites ou entre deux plans. On examine en detail ci-apres le casde l’angle entre deux demi-droites.

1.1.1 Angle entre deux demi-droites

Considerons deux demi-droites OA et OB, de meme origine O, comprises dans unplan P . Definir de maniere univoque la mesure de l’angle (OA,OB) que forment ces demi-droites necessite de preciser trois choses :

– une convention de signe,– une unite de mesure,– les valeurs extremes que peut prendre la mesure d’un angle.

Definir le signe d’une mesure d’angle est chose plus subtile qu’il n’y parait de primeabord. Il convient en effet de distinguer le cas de la geometrie plane et le cas de la geometriedans l’espace. Examinons d’abord le cas d’un probleme de geometrie plane, c’est-a-diredont tous les objets geometriques sont contenus dans un meme plan, que l’on ne considerepas comme immerge dans un espace de dimension plus elevee. Dans un tel probleme, ilexiste une infinite de facons de faire tourner la demi-droite OA pour la superposer a lademi-droite OB. En effet, la rotation qui conduit OA a se superposer a OB peut se voir

1. Une demi-droite est la partie d’une droite comprise entre l’un de ces points appele “origine” et l’unede ses extremites (situee a l’infini en principe).

7

8 CHAPITRE 1. RAPPEL DE NOTIONS DE BASE

ajouter un nombre entier de tours complets sans que le resultat final soit change. Unerotation de 1/3 de tour, par exemple, n’est en rien different d’une rotation de 4/3 de tourou de 7/3 de tour. Cela dit, parmi toutes ces rotations equivalentes, une seule est inferieurea un demi-tour, dans un sens ou l’autre. On definit ainsi habituellement le signe de l’angle(OA,OB) comme etant positif si cette rotation “minimale” se fait dans le sens contrairedes aiguilles d’une montre, et negatif dans l’autre cas (voir la figure 1.1). Cette conventionde signe porte le nom de “convention trigonometrique”.

Dans un probleme de geometrie “dans l’espace”, cas le plus frequent en astronomie, leschoses se compliquent quelque peu. En effet, le plan commun contenant des demi-droitesOA et OB se trouve maintenant immerge dans un espace a trois dimensions, ce qui im-plique que l’on peut le regarder par dessus aussi bien que par dessous. En d’autres termes,un plan en geometrie plane n’a qu’une seule face, alors qu’en geometrie dans l’espace, ila deux faces qui sont a priori equivalentes. La convention de signe precedemment definiedonnerait ainsi deux resultats opposes pour le meme couple de demi-droites, selon quel’on regarde le plan commun P d’un cote ou de l’autre. Le probleme se contourne toutnaturellement en mentionnant laquelle des faces devra etre “regardee” pour appliquer laconvention trigonometrique. En d’autres termes, l’on devra preciser, parmi les deux vec-teurs unitaires perpendiculaires au plan P , lequel pointe vers l’observateur charge d’appli-quer la convention trigonometrique. On parle alors de “plan oriente”, pour signifier que leplan en question n’a plus deux faces equivalentes, mais une “face” et un “pile”, en quelquesorte.

Definir une unite de mesure d’angle revient a attribuer par convention une valeurnumerique particuliere au tour complet. Le cas le plus connu est le “degre”, definit par lefait qu’un tour complet a la valeur 360. Il existe bien sur plusieurs autres unites de mesuredes angles. La table 1.1 resume la definition des plus courantes d’entre elles. Il est a noter

Nom 1 tour 1/2 tour 1/4 tour Domaine d’utilisation

degre 360o 180o 90o universel

grade 400 gr 200 gr 100 gr cartographie

radian 2π rd π rd π2 rd mathematique

heure 24h 12h 6h astronomie

Table 1.1 – Les principales unites de mesure des angles et leurs domaines d’application.

que dans ce contexte, l’heure est une unite de mesure d’angle et non de temps. L’originede cette homonymie sera discutee en Section 4.1.3.

Les confusions entre ces differentes unites sont sources de nombreuses erreurs, surtoutdans le maniement des calculettes electroniques.

Une autre source d’erreurs frequentes reside dans les methodes de subdivision de cesunites. En effet, si le systeme de subdivision decimal (“milli”, “micro”, “nano”, etc.) etl’ecriture sous forme de chiffres decimaux “a virgule” predomine pour le radian et le grade,il n’en est pas de meme pour le degre ou l’heure. Pour ces derniers en effet, le systeme desubdivision decimal coexiste (pas toujours pacifiquement !) avec le systeme sexagesimalherite de la civilisation Babylonienne. Selon ce systeme, une valeur non entiere ne sesubdivise plus en dixieme, centieme, millieme, ..., mais en minutes (1/60) et secondes(1/3600). Une valeur d’angle non entiere en degres pourra donc s’ecrire sous la forme d’un

1.1. RAPPELS DE GEOMETRIE 9

chiffre a virgule 2 comme par exemple 4, 5o ou comme un nombre de degres, minutes etsecondes comme par exemple 4o30′00′′. Pour ce qui est des mesures d’angle en heures, leprobleme est identique. Une valeur d’angle non entiere en heures pourra s’ecrire sous laforme d’un nombre a virgule comme par exemple 7, 1h ou comme un nombre d’heures,minutes et secondes comme par exemple 7h06m00s. Notons qu’ici, les minutes et secondessont des fractions sexagesimales d’heure et non de degre. On les nommera donc des minuteset secondes d’heure, par opposition aux minutes et secondes de degre 3. On les differencieen employant des notations distinctes : (o, ′, ′′) pour les degres, minutes et secondes dedegre, et (h, m, s) pour les heures, minutes et secondes d’heure. Le plus grand respect deces conventions est de rigueur pour eviter les confusions.

La derniere chose a preciser pour definir de maniere totalement non-ambigue la me-sure d’un angle, est la plage de valeurs que peut prendre cette mesure, et ce, pour leverl’ambiguıte liee au fait qu’un angle n’est defini qu’a un nombre entier de tours pres. Ilest d’usage d’imposer a une mesure d’angle de rester entre moins un demi-tour et plusun demi-tour (par exemple entre −180o et +180o), ce qui rend univoque la mesure d’unangle entre deux demi-droites. On peut aussi adopter l’intervalle s’etalant de 0 a 1 tour(par exemple de 0o a 360o pour une mesure en degres).

1.1.2 Angle entre deux droites

Pour des demi-droites, il existe une seule rotation de moins d’un demi-tour, qui per-mette de passer de l’une a l’autre. Pour les droites par contre, il en existe toujours deux,sur lesquelles une seulement est inferieure a un quart de tour, dans un sens ou dans l’autre.Donc, pour obtenir une definition non-ambigue de la mesure de l’angle entre deux droites,il suffit d’imposer a la valeur de l’angle de rester entre moins un quart de tour et plus unquart de tour (par exemple entre −90o et +90o).

1.1.3 Angle entre deux plans

Considerons deux plans Π et Π′ non paralleles, donc secants. Appelons O un des pointsde la droite d’intersection de ces deux plans, et D et D′ les deux droites orthogonalesrespectivement a Π et Π′, passant par O. L’angle entre les deux plans est par definitionegal a l’angle entre les deux droites D et D′, ce qui nous ramene au cas precedent.

1.1.4 Angle de rotation

Lorsqu’on etudie non plus des objets abstraits statiques (droites, plans,...), mais desobjets materiels en mouvement de rotation autour d’un axe, on ne peut plus se contenterde definir la mesure de l’angle dont a tourne l’objet a un nombre entier de tours pres. Eneffet, meme si une piece mecanique qui a effectue exactement un tour complet retrouve sonetat de depart, il peut ne pas en etre de meme pour son environnement. Exemple : quandla grande aiguille d’une montre a fait un tour complet, la petite n’a fait qu’un douziemede tour, et l’ensemble du mecanisme est dans un etat different. Il est donc d’usage de nepas limiter les valeurs d’un angle de rotation a un intervalle fini, mais d’autoriser toutesles valeurs positives ou negatives possibles.

2. Rappelons que la virgule decimale devient un point decimal dans la litterature anglo-saxonne.3. Il est courant d’utiliser les termes de “minutes d’arc” et de “secondes d’arc” pour designer des

minutes et secondes de degre.


1.1.5 Bases de trigonometrie

La trigonometrie est la discipline des mathematiques qui permet de relier les angleset les longueurs dans des figures geometriques plus ou moins compliquees. Pour ce faire,la trigonometrie introduit quatre fonctions elementaires d’un angle α donne : le sinus, lecosinus, la tangente et la cotangente. La figure 1.2-a rappelle graphiquement la definitionde ces lignes au moyen du “cercle trigonometrique” de rayon unite. En trigonometrie,l’unite preferee pour la mesure des angles est le radian.

Le sinus et le cosinus sont definis pour toute valeur reelle de l’angle α. La tangente n’estdefinie que pour des angles differents de −π/2 et de +π/2 (a 2π pres), et la cotangente,qui n’est autre que l’inverse de la tangente, n’est definie que pour des angles differents de0 et π (a 2π pres).

A titre d’exemple, la trigonometrie permet de relier facilement l’angle d’un trianglerectangle a ses differents cotes, par les formules suivantes (voir figure 1.2-b) :

sinα =cote oppose

hypothenuse, cosα =

cote adjacent

hypothenuse, tanα =

cote oppose

cote adjacent=

1

cotanα.

Notons une chose fort utile : si l’angle α est “petit”, disons inferieur a 0.1 rd, les lignestrigonometriques ci-dessus possedent des expressions approximatives simples :

sinα ≃ α, cosα ≃ 1− α2

2, tanα ≃ α.

ATTENTION ! ! ! Ces expressions ne sont valables que si l’angle α est exprime en radians.

1.1.6 Applications : diametre apparent et parallaxe

Le diametre apparent d’un objet

On se propose de resoudre le probleme suivant, frequent en astronomie : sous quelangle α un observateur place en O voit-il un objet AB de taille d, place a une distance Dde son œil (voir la figure 1.3) ? Cet angle porte le nom de “diametre apparent” de l’objet.La reponse a cette question est fournie par la trigonometrie. En effet, en raisonnant sur letriangle (OHA), rectangle en H, il es facile de montrer que :

tanα

2=

d

2D,

ce qui revient a dire :

α = 2arctan(d

2D),

en utilisant la fonction “arctangente” qui est la reciproque de la tangente.

Notons que si l’angle α, mesure en radians, est petit (cas le plus frequent en astrono-mie), alors la formule se simplifie pour donner :

α ≃ d

D.

ATTENTION ! ! ! Cette formule donne l’angle α en radians.


La parallaxe d’une etoile

Au cours de son mouvement annuel autour du Soleil, la Terre est amenee a decrireune orbite elliptique de demi-grand axe 4 a ≃ 150 millions de kilometres autour du Soleil.De ce fait, une etoile pas trop eloignee semblera, au cours de l’annee, decrire dans leciel une petite ellipse, meme si l’etoile elle-meme est (quasiment) immobile 5. La raisonde ce mouvement apparent est la suivante : au cours de l’annee, la droite Terre-Etoileempruntee par la lumiere de l’etoile, decrit un cone dont le sommet est l’etoile, et la basel’orbite terrestre. La lumiere de l’etoile semble donc nous parvenir de directions legerementdifferentes a differents moments de l’annee. La figure 1.4 illustre ce fait dans le cas simplified’une etoile qui serait “a l’aplomb” du Soleil, et d’une orbite terrestre qui serait un cercle derayon a (c’est proche de la realite, car l’orbite terrestre est un ellipse tres peu excentrique,donc tres voisine d’un cercle). Dans ce cas simple, la droite Terre-Etoile decrit un conedroit a base circulaire. Son demi-angle au sommet β sera appele la “parallaxe” de l’etoile.Sa mesure permet d’evaluer la distance D de l’etoile au Soleil par la relation :

D =a

tanβ.

Comme en pratique, l’angle β reste tres petit (inferieur a 0.7 secondes d’arc meme pourles etoiles les plus proches), on utilisera la formule approchee :

D ≃ a

β,

ou β doit etre exprime en radians. Cette methode de mesure des distances reste limitee auxetoiles proches, car la parallaxe β des objets lointains est trop faible pour etre mesurable.

C’est cette methode qu’utilisa l’astronome allemand Bessel en 1838, pour evaluer pourla premiere fois la distance d’une etoile (61-Cygni). Il trouva une parallaxe β = 0.31′′ quiconduit a une distance D = 10.5 a.l. (1 a.l. = 1 Annee-Lumiere = 9.46 1012 km ; voir lasection 4.2.1). La valeur actuellement retenue pour cette parallaxe est de 0.294′′, ce quidiffere fort peu de la valeur mesuree par Bessel en 1838, avec les moyens techniques del’epoque !

En comparant les figures 1.3 et 1.4, il apparaıt clairement que l’angle β n’est autreque la moitie de l’angle sous lequel on verrait le grand axe de l’orbite terrestre (2a) depuisl’etoile consideree. En d’autres termes, c’est la moitie du diametre apparent de l’orbiteterrestre vue depuis l’etoile. Comme cet angle est tres petit, il est tres peu different del’angle sous lequel on verrait le demi-grand axe (a) de l’orbite terrestre depuis l’etoile, cequi constitue la definition usuelle de la parallaxe β d’une etoile. Comme on le verra enSection 4.2.1, cette notion de parallaxe a conduit a la definition d’une unite de mesure dedistance, le “parsec” (pc), bien adaptee aux distances interstellaires.

4. Le demi-grand axe d’une ellipse est la moitie de sa plus grande dimension.5. Les etoiles peuvent avoir un tres lent mouvement propre (reel), mais il est en general tellement lent

qu’il reste relativement faible a l’echelle d’une annee.


0

AB

Angle (OA,OB) > 0

0

A

B Angle (OA,OB) < 0

Figure 1.1 – Convention trigonometrique pour le signe des angles : l’angle (OA,OB) est positifsi la seule rotation de moins d’un demi-tour qui amene OA sur OB se fait dans le sens inversedes aiguilles d’une montre, et negatif dans le cas contraire.

(a)

x

y

r=1

α

+

O

M

cos(α)

sin(

α)

tan(

α)

(b)

A B

C

côté adjacent

hypothénuse

côté

opp

osé

α

sin(α) = côté opposéhypothénuse

cos(α) = côté adjacenthypothénuse

tan(α) = côté opposécôté adjacent

Figure 1.2 – Trigonometrie de base : (a) le cercle trigonometrique et la definition des principaleslignes trigonometriques ; (b) les regles trigonometriques dans le triangle rectangle.


0

A

B

Hα

D

d

α = 2. arctg(d/2D)

Figure 1.3 – La notion de diametre apparent : sous quel angle un observateur place en O voit-ilun objet AB de taille donnee d situe a une distance donnee D de son œil ?

SoleilTerre en Juillet Terre en Janvier

Etoile

β

β

a

D

Figure 1.4 – La notion de parallaxe d’une etoile : cas simplifie ou l’etoile est “a l’aplomb” duSoleil, et ou l’on assimile l’orbite terrestre a un cercle de rayon a. Dans ce cas, le cone decrit par ladirection Etoile-Terre est un cone droit a base circulaire, de demi-angle au sommet β. La distanceEtoile-Soleil D se deduit de la trigonometrie de base : D = a/ tanβ. Comme l’angle β est trespetit meme pour l’etoile la plus proche, l’expression de D se reduit a D = a/β.

1.2. RAPPELS SUR LE SYSTEME TERRE-SOLEIL-LUNE 17

1.2 Rappels sur le systeme Terre-Soleil-Lune

Le Soleil et la Lune sont les deux objets les plus brillants du ciel, donc les plus faciles areperer. De plus, les influences lumineuses et gravitationnelles du Soleil et de la Lune sonttellement importants sur Terre, qu’elles y conditionnent de tres nombreux phenomenesphysiques, meteorologiques et biologiques.

Par exemple, le phenomene de recurrence du jour et de la nuit, qui rythme la biologiede la plupart des especes animales et vegetale, est une consequence de la rotation de laTerre sur elle-meme par rapport au Soleil. Cette rotation qui se fait en moyenne en 24h,conditionne egalement les fluctuations circadiennes de la temperature et de l’hygrometriesur Terre.

Citons aussi le phenomene des marees oceaniques (et terrestres !) qui sont dues auxinteractions gravitationnelles et inertielles de la Terre avec la Lune et, en une moindreproportion, avec le Soleil. Cette double interaction est responsable du cycle a peu pres semi-diurne des marees hautes et basses, et du cycle a peu pres semi-mensuel des amplitudesde maree (les marees de mortes-eaux, et les grandes marees).

Citons enfin le phenomene des saisons climatiques et botaniques qui est tres directe-ment lie a la position de la Terre sur son orbite autour du Soleil.

On examine ci-apres ces trois echelles naturelles de temps que sont la recurrence dumidi solaire (qui donne le jour solaire moyen), la recurrence de la Pleine Lune (qui donnele mois synodique moyen) et la recurrence de l’equinoxe de printemps (qui donne l’anneetropique).

1.2.1 La rotation propre de la Terre

La Terre est animee d’un mouvement tres regulier de rotation sur elle-meme, autour del’axe geographique des poles Sud et Nord. Cette axe reste a peu pres parallele a lui-meme,au moins sur de courtes echelles de temps. Le plan qui lui est perpendiculaire et qui coupela Terre en deux hemispheres egales n’est autre que le “Plan Equatorial”. Tout commel’axe des poles, il reste a peu pres parallele a lui-meme, au moins sur des echelles de tempsde l’ordre de l’annee.

La vitesse de rotation est d’un tour en une duree de 23h56m04s, appelee le “joursideral”. En d’autres termes, si l’on se reporte a un point de repere repute fixe comme uneetoile lointaine, on peut definir le jour sideral comme l’intervalle de temps separant deuxpassages de cette etoile au meridien (c’est-a-dire au plein Sud) d’un lieu terrestre donne.Cette duree est remarquablement constante, au moins a l’echelle humaine.NOTA : Le mouvement propre reel de la Terre est en realite est un peu plus complexe. D’abord, les polesterrestres ne sont pas des points fixes par rapport a la surface de la Terre. Ils se deplacent au cours del’annee dans un carre d’une vingtaine de metres de cote. Les causes de ce mouvement sont multiples, ettoutes ne sont pas parfaitement modelisees a l’heure actuelle.

De plus, l’axe de rotation instantane de la Terre se deplace par rapport aux etoiles fixes selon unmouvement complexe rappelant celui de l’axe d’une toupie. L’axe en question decrit un cone d’environ23o de demi-angle au sommet, autour d’une direction moyenne, en 27 500 ans (mouvement de precessionappele “precession des equinoxes”). Actuellement, le pole Nord terrestre est dirige vers une etoile de laPetite-Ourse appelee “l’Etoile Polaire” (Stella Polaris), mais ca n’etait pas le cas il y a 2000 ans, et ce ne lesera plus dans 2000 ans. A ce mouvement se superpose un leger mouvement d’oscillation appele “nutation”.C’est l’interaction Terre-Lune et la non-sphericite de la Terre qui sont a l’origine de ces mouvements.

Enfin, la perte d’energie causee par l’incessant flux et reflux oceanique du aux marees a pour consequence

de ralentir imperceptiblement la vitesse de rotation propre de la Terre. Ce ralentissement est tel que la

duree du jour sideral s’allonge a peu pres de 1.78 millisecondes par siecle.


La rotation sur elle-meme de la Terre par rapport aux etoiles fixes en 23h56m04sn’est pas le cycle le plus influent sur Terre (sauf pour les astronomes). En revanche, larotation propre de la Terre par rapport au Soleil est le phenomene de base qui rythmetoute l’activite biologique et civile sur Terre. On peut definir la periode de cette rotationcomme l’intervalle de temps qui separe deux passages consecutifs du Soleil (et non d’uneetoile fixe) au meridien d’un lieu (c’est-a-dire au plein Sud). Cette duree, appelee “JourSolaire”, varie au cours de l’annee car elle depend a la fois de la rotation propre de la Terresur elle-meme (tres uniforme) et de son mouvement orbital autour du Soleil, qui lui, n’estpas totalement uniforme. La valeur moyenne annuelle de cette duree porte naturellementle nom de “Jour Solaire Moyen” et vaut 24h00m00s. C’est cette periode tres importantepour l’activite humaine, qui a servi a definir les unites de temps usuelles comme le jour etl’heure (voir la section 4.1.3).

1.2.2 Le mouvement orbital de la Terre autour du Soleil

Le centre de gravite de la Terre 6 tourne autour du Soleil sur une orbite plane elliptique(voir Chapitres 5 et 6). L’excentricite tres faible de cette orbite (0.00167) la rend tresvoisine d’un cercle. Le plan de cette orbite porte le nom de “Plan Ecliptique”. Le planecliptique et le plan equatorial terrestre forment un angle de 23o27′ environ, et ils secoupent selon une direction appelee “direction vernale” notee traditionnellement γ (voirFigure 1.5). Cette direction serait totalement fixe si le plan equatorial terrestre (doncl’axe des poles qui lui est perpendiculaire) restait toujours parallele a lui-meme, ce qui estpresque le cas, mais pas tout-a-fait (voir le NOTA ci-dessus). En realite, cette directionvernale tourne tres lentement dans le plan ecliptique par rapport aux etoiles fixes (un touren 27 500 ans). Compte tenu de la lenteur de ce mouvement, on considerera la directionvernale comme fixe dans tout ce qui suit, et on s’en servira comme d’une direction dereference.

La rotation de la Terre autour du Soleil, mesuree par rapport a la direction vernale n’estpas parfaitement uniforme car l’orbite terrestre n’est pas tout-a-fait circulaire (consequencede la deuxieme loi de Kepler encore appelee “Loi des Aires ; voir Section 5.2.3). C’est unedes causes de l’irregularite du Jour Solaire, mentionnee en Section 1.2.1. C’est aussi lacause de l’inegalite de la duree des saisons, phenomene connu depuis l’antiquite. Le debutde chaque saison est defini par une valeur donnee de l’angle forme par la direction Soleil-Terre par rapport a la direction vernale γ. Cet angle porte le nom de “longitude ecliptique”et se note ℓ (voir la section 4.2.2). La table 1.2 donne les valeurs de la longitude ecliptiquede la Terre pour le debut de chaque saison, ainsi que la duree de chacune.

La duree d’un tour complet de la Terre par rapport a la direction vernale est appelee“annee tropique” et vaut 365, 24219 jours. C’est la periode naturelle de recurrence dessaisons.

NOTA : Si l’on tient compte du fait que la direction vernale tourne tres lentement par rapport aux etoiles

fixes, on peut aussi definir la periode de rotation orbitale de la Terre par rapport aux etoiles fixes, et non

plus par rapport a la direction vernale. La duree obtenue est appelee “annee siderale” et vaut 365, 25637 j.

1.2.3 Le mouvement orbital de la Lune autour de la Terre

La Lune tourne autour de la Terre dans un plan incline d’environ 5o09′ sur le planecliptique (plan de l’orbite terrestre). Son mouvement orbital, perturbe par de nombreux

6. En fait, le centre de gravite du systeme Terre-Lune.


Saison ℓ duree

Printemps 180o 92.81 j

Ete 270o 93.62 j

Automne 0o 89.82 j

Hiver 90o 89.00 j

Table 1.2 – Table donnant le longitude ecliptique de la Terre au debut de chaque saison, ainsique la duree de chacune.

phenomenes, est d’une grande complexite dans le detail, meme si de prime abord son orbiteparait quasiment circulaire. Son mouvement est assez irregulier. Sa periode de revolutionmoyenne, mesuree par rapport a des etoiles fixes, porte le nom de “mois sideral”, et vaut27.32 j. Cette rotation, combinee au mouvement de la Terre autour du Soleil et au fait quece dernier n’eclaire qu’une moitie de la Lune, produit le fameux phenomene des “phasesde la Lune”. La figure 1.7 donne une explication simplifiee de ce phenomene. Lorsquele systeme Terre-Soleil-Lune est au plus proche de l’alignement dans l’ordre Soleil-Terre-Lune, la Lune nous montre son hemisphere eclaire en entier : c’est la “Pleine Lune”. Sile systeme est au plus proche de l’alignement dans l’ordre Soleil-Lune-Terre, la Lune nousmontre son hemisphere non eclaire : c’est la “Nouvelle Lune”. Ces deux situations dequasi-alignement portent collectivement le nom de “Sysigie”.

Entre ces deux situations, le Lune nous montre une partie de son hemisphere eclaire,et une partie de son hemisphere non eclaire. Elle nous apparaıt donc sous une successionde formes qui sont dans l’ordre (voir figure 1.7) :

– La Nouvelle Lune (NL) : La Lune n’est pas visible.– Le Menisque Croissant (MC) : La Lune apparaıt comme un menisque dont la conca-

vite est dirigee vers l’Est, et qui croıt de jour en jour pour se rapprocher d’un demi-disque.

– Le Premier Quartier (PQ) : La Lune apparaıt comme un demi-cercle dont lapartie rectiligne est dirigee vers l’Est.

– La Lune gibbeuse croissante (GC) : La Lune apparaıt comme une lentille bi-convexe,qui croıt de jour en jour pour se rapprocher du disque complet.

– La Pleine Lune (PL) : La Lune apparaıt comme un disque complet.– La Lune gibbeuse decroissante (GD) : La Lune apparaıt comme une lentille bi-

convexe, qui decroıt de jour en jour pour se rapprocher d’un demi-disque.– Le Dernier Quartier (DQ) : La Lune apparaıt comme un demi-cercle dont la

partie rectiligne est dirigee vers l’Ouest.– Le Menisque Decroissant (MD) : La Lune apparaıt comme un menisque dont la

concavite est dirigee vers l’Ouest, et qui decroıt pour se rapprocher de la NouvelleLune, totalement obscure.

L’intervalle separant deux phases de Nouvelle Lune porte le nom de “mois synodique”.Cette duree est irreguliere, et differe de la duree du “mois sideral” definie plus haut. Eneffet, le mois sideral concerne la rotation orbitale de la Lune, mesuree par rapport a ladirection d’une etoile fixe, alors que le mois synodique, concerne la succession des phases dela Lune, donc sa rotation orbitale mesuree par rapport a la direction Terre-Soleil. La dureedu mois synodique fluctue largement. Sa valeur moyenne, le “mois synodique moyen” vaut


29.530589 j. Le mois synodique porte aussi le nom de “lunaison”.

En plus de son mouvement orbital autour de la Terre, la Lune tourne sur elle-meme.Cette rotation est synchronisee sur son mouvement de revolution orbital autour de laTerre, de telle sorte que la Lune nous montre toujours la meme face (a peu de chosespres).

Les durees du jour solaire moyen (24h), de l’annee tropique (365, 24219 j) et du moissynodique moyen (29.530556 j) sont les echelles de temps de base de l’activite humaine etnaturelle sur Terre. C’est la raison pour laquelle ils ont servi de base a la construction dela plupart des calendriers connus (voir Section 4.1.1).

1.2.4 Les saisons et la duree du jour et de la nuit.

L’inegalite du jour et de la nuit et le phenomene des saisons ont pour origine communele fait que le plan ecliptique (plan de l’orbite terrestre) et le plan equatorial terrestre(plan perpendiculaire a l’axe des poles) ne sont pas paralleles, mais forment un angle de23o27′. La figure 1.5 represente la Terre en quatre positions sur son orbite autour du Soleil.Ces quatre positions (equinoxe de printemps, solstice d’ete, equinoxe d’automne, solsticed’hiver) correspondent avec le debut des quatre saisons.

Les equinoxes

A l’equinoxe de printemps (position EP sur la figure 1.5), le Soleil est dans la directionvernale, vu depuis la Terre. De ce fait, le Soleil, qui par definition appartient au planecliptique (note Eq sur la figure), se trouve, lors des equinoxes, appartenir aussi au planequatorial (note Eq sur la figure). En effet, a cette date, la direction Terre-Soleil estconfondue avec la direction vernale, qui n’est autre que l’intersection (donc le lieu despoints communs) du plan ecliptique et du plan equatorial.

De plus, l’axe Sud-Nord de rotation de la Terre est exactement dans le plan separantla Terre en une hemisphere eclairee (zone diurne, en jaune sur la figure) et une hemispherenon eclairee (zone nocturne, en noir sur la figure). De ce fait, au cours d’un tour de laTerre sur elle-meme, tous les points de la Terre passent autant de temps en zone diurne(jour) qu’en zone nocturne (nuit). Il y a egalite de la duree du jour et de la nuit, d’oule nom “equinoxe” (du latin equi : egal, et nox : nuit). Ce phenomene est encore plusfacilement visible en figure 1.6, qui represente la meme chose que la figure 1.5, mais vu dedessus. Les cercles respectivement rouge, vert et mauve representent la trajectoire de villesqui seraient respectivement a l’equateur, a 45o de latitude Nord et sur le cercle polairearctique. On constate que des fractions egales de ces cercles se trouvent en zone diurne eten zone nocturne : il y a egalite de la duree du jour et de celle de la nuit en tout point de laTerre. Ce phenomene se reproduit a l’equinoxe d’automne (position EA sur les figures 1.5et 1.6).

Les solstices

Au solstice d’ete (position SE sur les figures 1.5 et 1.6), la Terre montre au Soleilson hemisphere Nord plus que son hemisphere Sud. En effet le Soleil est au Nord duplan equatorial terrestre. Le solstice d’ete est meme le moment precis ou le Soleil est auplus haut au nord du plan equatorial. Etant au plus haut, il a du monter avant la dateprecise du solstice, s’arreter exactement au solstice, puis redescendra apres. C’est l’origineetymologique du mot “solstice” (du latin sol : “le Soleil” et stare : “s’arreter”).


L’examen de la figure 1.6 montre que le solstice d’ete est le moment pour lequel lesjours sont les plus longs pour toutes les localites de l’hemisphere Nord. Le cercle vert 45eme

parallele Nord) possede une plus grande portion dans la zone diurne (en jaune) que dansla zone nocturne (en noir), ce qui veut dire qu’au cours d’une rotation complete de laTerre sur elle-meme, une localite situee sur ce 45eme parallele Nord passera un temps pluslong dans la zone diurne que dans zone nocturne. De plus, une localite situee sur le cerclepolaire arctique (cercle mauve) ou plus au Nord, passera la totalite du cycle de 24h dansla zone diurne. Le Soleil ne se couche plus : c’est le fameux “Soleil de minuit”. C’est l’etedans l’hemisphere Nord.

Dans l’hemisphere Sud, les choses sont inverses : les nuits ont atteint leur duree maxi-male, et les jours leur duree minimale. C’est l’hiver dans l’hemisphere Sud. Les localitessituees sur le cercle polaire austral ou plus au Sud encore, ne voient pas le Soleil se lever.C’est la “nuit polaire”.

Au solstice d’hiver (position SH sur les figures 1.5 et 1.6), la Terre montre au Soleil sonhemisphere Sud, et la situation est exactement inverse par rapport au solstice d’ete. Lesnuits sont les plus longues dans l’hemisphere Nord, et les plus courtes dans l’hemisphereSud. Le Soleil ne se leve jamais sur le cercle polaire arctique et au dela. Le Soleil de Minuitest visible sur le cercle polaire austral et au dela.

Cette alternance de saisons ou les jours sont courts avec des saisons ou ils sont longsconduit aux phenomenes meteorologiques d’ete et d’hiver, avec les consequences que l’onsait sur les cycles botaniques et zoologiques.


Ec

γ

Soleil

S

N

Eq

EA

SHEP

SE

NOTA: Les proportions ne sont pas respectées.

Figure 1.5 – Le systeme Terre-Soleil vu en perspective. Le cadre bleu (Ec) represente une portiondu “plan ecliptique”, c’est-a-dire le plan moyen de l’orbite terrestre. La Terre est representeeen quatre points de son orbite annuelle autour du Soleil : a l’Equinoxe de Printemps (EP) ; auSolstice d’Ete (SE) ; a l’Equinoxe d’Automne (EA) ; au Solstice d’Hiver (SH). La direction vernale(direction du Soleil vu depuis la Terre a l’equinoxe de printemps) est reperee par le symbole γ. Surchaque globe terrestre figurent l’equateur (en rouge), le 45eme parallele Nord (en vert) et le cerclepolaire arctique (en mauve). Sur chaque position est aussi represente en rouge l’axe de rotation dela Terre et le “plan equatorial” (Eq) qui lui est perpendiculaire. Ce dernier fait un angle de 23o27′

avec le plan ecliptique (en bleu). Ces deux plans se coupent selon une droite toujours parallele a ladirection vernale qui demeure quasiment fixe sur de courtes echelles de temps.


Ec

γ

Soleil

S N

EA

S N

SH

S N

EP

S N

SE


Figure 1.6 – Le systeme Terre-Soleil vu de “dessus” (c’est-a-dire perpendiculairement au plande l’orbite terrestre). La Terre est representee comme sur la figure precedente en quatre positions(EP, SE, EA et SH). L’equateur, le 45eme parallele Nord et le cercle polaire arctique sont dessinesrespectivement en rouge, en vert et en mauve. Comme la Terre tourne sur elle-meme a vitesseconstante, la portion du cercle vert (45eme parallele Nord), qui se trouve dans la partie illuminee(en jaune), par opposition a celle qui se trouve dans la partie obscure (en noir), donne une ideevisuelle des durees de passage dans la lumiere et dans l’ombre pour une ville situee a cette latitude.Cela donne donc une idee visuelle des durees respectives du jour et de la nuit.


Terre NL

MC

PQ

GC

PL

GD

DQ

MD

LUM

IER

E S

OLA

IRE


MénisqueCroissant

MC

PremierQuartier

PQ

GibbeuseCroissante

GC

PleineLune

PL

GibbeuseDécroissante

GD

DernierQuartier

DQ

MénisqueDécroissante

MD

Figure 1.7 – Le systeme Terre-Lune vu de “dessus” (c’est-a-dire perpendiculairement au plande l’orbite lunaire). La Lune est representee sur son orbite dans huit positions correspondant auxquatre phases principales : la Nouvelle Lune (NL), le Premier Quartier (PQ), la Pleine Lune (PL)et le Dernier Quartier (DQ). Quatre phases intermediaires sont aussi representees : le MenisqueCroissant (MC), la Lune Gibbeuse Croissante (GC), la Lune Gibbeuse decroissante (GD) et leMenisque decroissant (MD).


1.2.5 Les eclipses de Lune et de Soleil

Il se trouve, par un hasard sans doute, que le Soleil et la Lune ont a peu pres le memediametre apparent, vu depuis la Terre. Comme le plan de l’orbite terrestre et celui del’orbite lunaire sont voisins (seulement 5o09′ entre les deux), il peut arriver que la Lunepasse entre le Soleil et la Terre, au point de nous cacher partiellement ou totalement ledisque solaire. Ce phenomene s’appelle une “eclipse de Soleil”. Ces phenomenes rares,d’une immense beaute, offrent aux scientifiques la possibilite de voir la couronne solaire(voir Chapitre 7), zone complexe, proche du Soleil, trop peu lumineuse pour etre vuequand le Soleil n’est pas occulte par la Lune.

De meme, si la Lune venait a passer derriere la Terre, cette derniere pourrait luifaire de l’ombre, et rendre le disque lunaire partiellement ou totalement invisible. Cettesituation est une “eclipse de Lune”. Ces phenomenes sont moins rares mais moins richesque les eclipses de Soleil. A la difference des eclipses de Soleil qui ne sont visibles quesur une etroite bande de terrain (quelques dizaines de kilometres de large), les eclipses deLune sont visibles en tous les points de la Terre pour lesquels il fait nuit au moment del’alignement, ce qui represente en gros la moitie de la surface terrestre.

Il faut noter que les eclipses de Soleil, par definition, ne peuvent se produire quependant la phase de Nouvelle Lune. De meme, et pour la meme raison, les eclipses deLune ne peuvent se produire que pendant les phases de Pleine Lune. On peut alors sedemander pourquoi il n’y a pas une eclipse de Soleil a chaque Nouvelle Lune, et uneeclipse de Lune a chaque Pleine Lune. La reponse tient au fait que l’orbite de la Lune estdans un plan incline de 5o09′ sur le plan de l’orbite terrestre. L’intersection de ces deuxplans non paralleles porte le nom de “ligne des nœuds”. Tant que la Lune n’est pas surla ligne des nœuds, cette droite commune aux deux plans, elle est forcement un peu audessus ou un peu au dessous du plan ecliptique (le plan de l’orbite terrestre), ce qui luiinterdit de cacher le Soleil ou de subir l’ombre de la Terre. Les eclipses ne peuvent doncse produire que lorsque la Lune traverse le plan ecliptique, d’ou le nom “ecliptique”, pourdesigner le plan dans lequel la Lune doit se trouver pour produire des eclipses.NOTA : Le terme “occultation solaire” est le terme scientifique exact pour designer ce qu’on appelle

communement une eclipse de Soleil. En revanche le terme “eclipse de Lune” est correct scientifiquement.

La raison est la suivante : le terme generique “eclipse” designe en astronomie le passage d’un corps dans le

cone d’ombre d’un autre. Par contre, le terme generique “occultation” designe en astronomie le masquage

physique d’un corps par un autre. Une eclipse de Lune est donc bien une eclipse au sens astronomique (la

Lune passe dans l’ombre de la Terre), alors qu’une “eclipse” de Soleil est en fait une occultation, selon la

stricte terminologie astronomique (la Lune masque le Soleil).

1.3. SYNTHESE 31

1.3 Synthese

Les angles

Plusieurs types d’objets peuvent former des angles : les demi-droites, les droites, lesplans. Pour obtenir une determination non-ambigue de la valeur d’un angle, il faut choisirune convention de signe (par exemple la convention trigonometrique usuelle), choisir uneunite (degre, grade, radian, heure), et convenir des valeurs extremes que peut rendre lamesure (±1 demi tour pour des demi-droites, ±1 quart de tour pour des droites ou desplans).

Les unites d’angle les plus courantes sont :

– Le degre : 1 tour = 360o (universel).– Le grade : 1 tour = 400 gr (cartographie).– Le radian : 1 tour = 2π rd (mathematique).– L’heure : 1 tour = 24h (astronomie).

Les subdivisions sont decimales pour les mesures d’angle en grades et en radians.Elles peuvent etre decimales ou sexagesimales (minute = 1/60, seconde = 1/3600) pourles mesures d’angle en degres et heures. La convention typographique illustree par lesexemples suivants permet d’eviter les confusions :

– Angle en degres en notation decimale : 18.62o.– Angle en degres en notation sexagesimale : 18o37′12′′.– Angle en heures en notation decimale : 1.241h.– Angle en heures en notation sexagesimale : 1h 14m 28s.

Les symboles o, ′ et ′′ designent les degres, minutes et secondes de degre (encore appelees lesminutes et secondes d’arc). Les symboles h, m, s designent les heures, minutes et secondesd’heure.

La trigonometrie permet de relier les angles a des rapports de distance. Par exemple,dans un triangle rectangle, les trois cotes peuvent se relier a l’un des angles par les for-mules :

sinα =cote oppose

hypothenuse, cosα =

cote adjacent

hypothenuse, tanα =

cote oppose

cote adjacent=

1

cotanα.

La notion de diametre apparent

Le diametre apparent d’un objet (disons un disque de diametre reel d) vu a une distanceD est un angle qui s’obtient par la formule α = 1

2arctan(d2D ), qui devient α ≃ d

D (enradians), si l’angle en question est petit.

La notion de parallaxe d’une etoile

La parallaxe d’une etoile est l’angle sous lequel on verrait, depuis l’etoile, le demi-grandaxe de l’orbite terrestre (149.6 millions de kilometres). En d’autres termes, c’est la moitiedu diametre apparent de l’orbite terrestre, vue depuis l’etoile.

Le systeme Terre-Soleil-Lune

La Terre tourne autour du Soleil dans le plan ecliptique, et met 365, 24219 j (une anneetropique) pour repasser dans une direction-repere appelee “direction vernale”, qui reste apeu pres fixe a l’echelle d’une annee.


La Terre tourne sur elle-meme en 23h56m04s par rapport aux etoiles fixes (jour sideral)ou en 24h00m00s en moyenne, par rapport au Soleil (jour solaire moyen). Cette rotationse fait autour de l’axe des poles terrestres Sud-Nord. Le plan equatorial (perpendiculairea l’axe des poles et passant par le centre de la Terre) fait un angle de 23o27′ avec leplan ecliptique. L’intersection du plan equatorial et du plan ecliptique n’est autre que ladirection vernale.

La Lune tourne autour de la Terre en 27.32 j par rapport aux etoiles fixes (mois sideral)et en 29.530556 j par rapport au Soleil (mois synodique). Selon la configuration du systemeTerre-Soleil-Lune, on voit depuis la Terre la Lune selon plusieurs phases : Nouvelle Lune(la Lune ne nous montre que sa face sombre), Premier quartier (la Lune nous montre lamoitie de sa face sombre et la moitie de sa face eclairee), Pleine Lune (la Lune ne nousmontre que sa face eclairee), Dernier Quartier (la Lune nous montre la moitie de sa facesombre et la moitie de sa face eclairee).

Les saisons

Selon la position de la Terre sur son orbite, l’hemisphere Nord et l’hemisphere Sudpeuvent connaıtre des conditions d’eclairement differentes. Ce fait est une consequence del’inclinaison du plan equatorial terrestre par rapport au plan ecliptique (23o27′).

Lors des equinoxes, les deux hemispheres sont identiquement eclaires, et de plus, lesjours sont egaux aux nuits, partout sur Terre.

Lors du solstice d’ete, l’hemisphere Nord est maximalement eclaire, et l’hemisphere Sudminimalement. Les nuits ont leur longueur minimale dans l’hemisphere Nord, et maximaledans l’hemisphere Sud. C’est le debut de l’ete boreal et de l’hiver austral.

Lors du solstice d’hiver, la situation est exactement inverse.

Les eclipses

Il y a eclipse de Lune quand cette derniere passe totalement ou partiellement dans lecone d’ombre de la Terre. Cela ne peut se produire que lors des phases de Pleine Lune.

Il y a eclipse de Soleil (occultation pour les puristes) quand la Lune nous cache totale-ment ou partiellement le Soleil. Cela ne peut se produire que lors des phases de NouvelleLune.

C’est l’inclinaison de l’orbite lunaire par rapport au plan ecliptique qui fait que leseclipses de Lune et de Soleil ne se produisent pas a chaque Pleine Lune ou Nouvelle Lune.

Chapitre 2

Les objets du ciel

2.1 Le ciel a l’œil nu

L’observation visuelle a l’œil nu d’un ciel nocturne de bonne qualite (par exemple unenuit d’hiver en montagne) permet de remarquer un certain nombre de choses importantes.

2.1.1 Les objets artificiels

Les objets brillants dans le ciel ne sont pas tous astronomiques. Outre les avions enhaute altitude, reconnaissables par leur clignotement, il circule dans notre ciel une fouled’objets artificiels (satellites, restes de fusee, stations spatiales, etc.) dont certains sonttres facilement visibles a l’œil nu. Citons par exemple la Station Spatiale Internationale(ISS) qui est visible comme une etoile relativement brillante, animee d’un mouvement lentmais nettement perceptible. Elle est visible de nuit, parfois pendant plusieurs minutes,tant que sa trajectoire (quasi-circulaire, a environ 400 km d’altitude) reste eclairee par leSoleil.

Certains satellites, notamment ceux de la famille des satellites de telecommunications“Iridium”, peuvent etre jusqu’a 500 fois plus lumineux que les plus brillantes des etoiles, cequi les rend visibles parfois meme en plein jour. L’explication est simple : ces satellites ontdeux grands panneaux solaires qui agissent comme des miroirs nous renvoyant les rayonssolaires. Comme ces satellites tournent sur eux-memes, ils ne nous renvoient la lumieresolaire que sous forme de brefs eclairs tres brillants.

Le site WEB http://www.heavens-above.com (voir la section 9.1) permet de savoira l’avance quels objets artificiels seront visibles d’un lieu donne, a une date donnee.

2.1.2 Les etoiles et constellations

Les etoiles, d’intensite variee, semblent former des dessins que l’on nomme “constella-tions”, qui se deplacent au cours d’une nuit, et de nuit en nuit sans se deformer, de l’Estvers l’Ouest. Ce mouvement apparent est en fait la consequence de la rotation propre dela Terre, et de sa revolution annuelle autour du Soleil.

En fait, les etoiles sont moins fixes qu’il n’y parait a premiere vue. Elles ont un mou-vement propre, mais qui est si lent qu’il n’est pas perceptible a l’œil nu a l’echelle d’unevie humaine.

Les etoiles, a la difference des autres corps celestes (planetes, satellites, asteroıdes, etc)sont definies par le fait qu’elles sont le siege de reactions thermonucleaires qui les rendent

33

34 CHAPITRE 2. LES OBJETS DU CIEL

intrinsequement lumineuses.

Notons que ces dessins geometriques que les etoiles semblent former, les constellations,ne refletent pas une realite physique, et deux etoiles contigues dans le dessin d’une constel-lation peuvent fort bien etre eloignees l’une de l’autre, et ne paraıtre proches que si on lesvoit depuis la Terre, par effet de perspective.

2.1.3 Les planetes, le Soleil et la Lune

Parmi ces constellations, des points lumineux qui peuvent a premiere vue se confondreavec des etoiles, semblent se deplacer lentement au fil des jours. Ceux sont les cinq planetesde notre systeme solaire qui sont assez proches de nous pour etre visibles a l’œil nu. Leurluminosite provient de la lumiere solaire qu’elles nous renvoient, car elles n’emettent pasintrinsequement de lumiere visible.

Precedant ou suivant de peu le Soleil dans sa course, l’on peut voir Mercure, quand leciel est clair sur un horizon degage, et bien plus facilement en general, Venus, tres brillante.Chacune de ces deux planetes peut etre visible le soir, ou le matin, ou pas du tout selonle moment. Venus, qui est une planete et non une etoile, a longtemps ete appelee a tort“Etoile du Berger”.

Mars, lorsqu’elle est visible, se presente comme un point brillant comparable a uneetoile moyennement lumineuse, de couleur orange.

Jupiter, quand elle est visible, se distingue des etoiles par son importante luminosite.Saturne en revanche, peut se confondre avec une etoile pour un œil non averti.

Un autre corps, connu de tous, semble se deplacer rapidement sur la toile de fonddes constellations. Il s’agit de la Lune, qui nous montre toujours la meme face. Selon saposition par rapport a la Terre et au Soleil, elle nous apparaıt sous differentes phases :la Nouvelle Lune, le Premier Quartier, la Pleine Lune, le Dernier Quartier, qui alternentselon un rythme d’environ 29.5 j en moyenne.

Le Soleil est a ajouter a la liste des objets mobiles recurrents, meme s’il n’est visibleque de jour (et pour cause !).

2.1.4 Les objets temporairement visibles

En plus des objets celestes familiers comme les etoiles, les planetes, la Lune et le Soleil,le ciel nous offre parfois des spectacles ephemeres et peu previsibles, comme les etoilesfilantes (traınees lumineuses laissees par des corps solides qui brulent en penetrant dansl’atmosphere).

Toujours occasionnelles, mais moins ephemeres que les etoiles filantes, les cometes etleur(s) queue(s) de matiere sublimee par la chaleur solaire nous offrent un spectacle quipeut etre de toute beaute pendant plusieurs jours. La comete Hale-Bopp, qui est passeeau plus pres du Soleil au printemps 1997 nous a laisse de superbes images. La comete deHalley, qui repasse pres du Soleil tous les 76 ans environ, a marque les esprits au point deprovoquer des paniques lors de son avant-dernier passage en 1910.

Pour illustrer ces propos, le lecteur est convie a visiter la serie de planches hors-textedu chapitre 6, qui regroupe des images de certains corps du systeme solaire, comme leSoleil, la Lune, les planetes, l’asteroıde Toutatis, et la comete de Halley.

2.2. LE CIEL AU TRAVERS D’UN INSTRUMENT 35

2.1.5 La Voie Lactee

Enfin, terminons ce tour d’horizon par la Voie Lactee, cette zone laiteuse tres tenueque l’on ne percoit que les nuits sans Lune et par temps clair. Cette traınee blanche quitraverse le ciel n’est autre que notre propre galaxie, vue de l’interieur !

2.2 Le ciel au travers d’un instrument

Si l’on aide l’œil a collecter plus de lumiere en le faisant preceder d’un instrumentastronomique (lunette ou telescope) qui joue le role d’entonnoir a lumiere, de nouveauxobjets deviennent visibles.

2.2.1 Les planetes lointaines et les petits corps du systeme solaire.

Les planetes du systeme solaire visibles a l’œil nu, le sont sous la forme de simplespoints brillants. Aucun detail de leur surface n’est visible sans l’aide d’un instrumentastronomique. Il en est de meme pour leurs satellites et anneaux. Un instrument, memede taille modeste permet de voir par exemple les quatre plus gros satellites de Jupiter (lessatellites dits “galileens”), ainsi que sa fameuse tache rouge (un enorme tourbillon a lasurface gazeuse de Jupiter), les anneaux de Saturne et ses plus gros satellites, la calotteglaciere de Mars, les phases de Venus, et beaucoup d’autres details.

Les planetes Uranus et Neptune ainsi que le couple Pluton-Charon ne sont pas visiblesa l’œil nu. Un bon instrument est necessaire pour les apercevoir, et les details de la surfaced’Uranus et Neptune n’ont pu etre obtenus que par des sondes Voyager ou par le telescopespatial Hubble.

Les petits corps du systeme solaire, comme les asteroıdes ou les noyaux cometaireslorsqu’ils sont loin du Soleil, ne sont visibles que sur des photographies du ciel prises avecde puissants telescopes. Obtenir les details de leur surface necessite soit l’envoi de sondescomme NEAR qui a survole l’asteroıde Eros, soit l’utilisation de radio-telescopes (commecelui d’Arecibo, a Porto Rico) en mode “radar” (emission d’onde, et reception d’un echo).

2.2.2 Les amas ouverts ou amas galactiques

On observe par endroit des regroupements de quelques dizaines d’etoiles relativementpeu serrees, et qui semblent se trouver principalement dans le plan moyen de notre galaxie.On les nomme “amas ouverts” ou “amas galactiques”. Ceux sont en general des etoilesplutot jeunes. Un exemple celebre est l’amas des Pleiades, dont les composantes les plusbrillantes sont deja visibles a l’œil nu (Figure 2.1). L’astronome francais Charles Messier,qui s’etait attele au XV IIIeme siecle a la tache de cataloguer tous les objets diffus du cielpouvant preter a confusion avec des cometes, avait attribue le numero 45 a ce superbeamas d’etoiles. On le nomme de ce fait souvent “M45”, M pour Messier, 45 pour sonnumero d’ordre dans le catalogue publie par Messier en 1782.

2.2.3 Les amas globulaires

On trouve aussi des taches diffuses relativement symetriques, dont une analyse visuellemontre qu’elles sont des regroupements d’un tres grand nombre d’etoiles, dans un volumequasiment spherique, avec un centre plus brillant. Ces regroupements sont appeles “amasglobulaires” a cause de leur forme. Ils comptent plusieurs centaines de milliers d’etoiles


souvent relativement agees, dans un volume spherique dont le diametre est de l’ordre dela centaine d’annees-lumiere (voir la section 4.2.1 pour la definition de cette unite demesure de distance). Ces amas sont repartis dans le halo galactique, c’est-a-dire dans unezone vaguement spherique entourant le centre de notre galaxie. Le grand amas d’Hercule,catalogue par Messier sous le nom “M13” en est un des plus celebres exemples (Figure 2.2).

2.2.4 Les nebuleuses

L’examen de la zone centrale de la tres reconnaissable constellation d’Orion revelepresque a l’œil nu une grande structure cotonneuse filamenteuses qui porte le nom de“nebuleuse d’Orion” ou M42 selon le catalogue de Messier (Figure 2.3). C’est un immensenuage de gaz d’une trentaine d’annees-lumiere, qui se situe dans notre galaxie, et qui estrendu luminescent par les etoiles brillantes qui y baignent. Dans ce genre de nuage, desetoiles sont susceptibles de naıtre. Ce bel objet est un exemple de ce que l’on appelle une“nebuleuse diffuse”.

L’explosion violente d’une etoile massive en fin de vie, comme celle que les astronomeschinois virent s’allumer le 16 juillet 1054, et rester assez brillante pour etre visible enplein jour pendant environ trois semaines, porte le nom de “supernova”. Ces explosionslaissent a leur place un immense nuage de matiere stellaire dispersee, qui entre aussi dansla categorie des nebuleuses. A titre d’exemple, la nebuleuse du Crabe, cataloguee sous lenom M1, (Figure 2.4), est le reste de l’explosion de la supernova qui s’est produite dansnotre galaxie en l’an 1054.

A la fin de la phase de combustion nucleaire stable d’une etoile moyenne, il arrivequ’il se produise une ejection de ses couches peripheriques, sous la forme d’un immensenuage annulaire. Ce genre d’objet, qui entre aussi dans la categorie des nebuleuses, portele nom de “nebuleuse planetaire”. La nebuleuse de la Lyre, M57 (Figure 2.5), en est unbon prototype. Elle mesure environ 1.5 annees-lumiere de diametre, et se trouve aussi dansnotre galaxie.

Il existe d’autres types de nebuleuses, mais leur presentation sortirait du cadre de cecours.

2.2.5 Les galaxies et amas de galaxies

Enfin, il existe des objets flous, visibles avec des telescopes de taille modeste, quin’appartiennent pas a notre galaxie. Ceux sont par exemple d’autres galaxies voisines,comme la celebre “Galaxie du Tourbillon”, denommee M51 par Messier (Figure 2.6). Lesgalaxies sont de gigantesques familles de plusieurs centaines de milliards d’etoiles, re-groupees dans des zones de formes diverses souvent aplaties, qui peuvent depasser les100 000 annees-lumiere de diametre.

Elles sont souvent regroupees en amas de galaxies, tout comme les etoiles sont groupeesen amas d’etoiles. Le grand amas de la Vierge (Figure 2.7) est l’exemple le plus celebred’amas de galaxies. Il regroupe environ 2000 galaxies, dans une zone d’environ 3 millionsd’annees-lumiere. Les amas de galaxies peuvent eux-memes etre regroupes en super-amas.

2.2.6 Les quasars

Les debuts de la radioastronomie ont permis de decouvrir des objets etranges, dontcertains ont une contrepartie visible : les “quasars”. Ceux sont des objets relativementpetits, dont certains ressemblent a premiere vue a de simples etoiles (d’ou le nom de

2.3. LES OBJETS NON VISIBLES 37

“quasar”, contraction de QUASi stellAR), mais qui emettent plus d’energie qu’une galaxieentiere (soit plusieurs centaines de milliards d’etoiles). Ces fantastiques emetteurs d’energiesont restes longtemps des mysteres. On pense maintenant qu’il s’agite de noyaux actifsde galaxie, qui cachent en leur centre un “trou noir”, sorte de reste d’etoile hyper dense,qui aspire par son puissant champ de gravite toute la matiere avoisinante. Cette matiere,violemment acceleree par le trou noir central, emettrait pendant sa chute une gigantesquequantite d’energie, d’ou l’incroyable luminosite de ces objets relativement petits.

2.3 Les objets non visibles

Il existe dans l’Univers des objets qui sont non visibles soit parce qu’ils ne peuventemettre aucun rayonnement (les trous noirs) soit parce qu’ils emettent surtout des radia-tions non visibles, comme des ondes radio, ou des rayons X ou γ (les pulsars, certainsquasars, etc.). La radio-astronomie et l’astronomie spatiale nous ont revele ces etres cos-miques etranges, mais nous ne les decrirons pas ici pour ne pas avoir a entrer dans desconsiderations trop complexes.


AMAS OUVERT DES PLÉIADES (M45)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

03h47m00s

+24o07’

1.6

110’

12 a.l.

Hesiod, -1000

----

Taurus

380 a.l."I

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Figure 2.1 – L’amas ouvert (ou galactique) des Pleiades (M45).


AMAS GLOBULAIRE D’HERCULE (M13)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

Nb. d’étoiles :

16h41m42s

+36o28’

5.8

16.6’

110 a.l.

Ed. Halley, 1714

6205

Hercules

22 800 a.l.

environ 106

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)

Figure 2.2 – Le grand amas globulaire d’Hercule (M13).


NÉBULEUSE D’ORION (M42)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

Nature :

05h35m24s

-05o27’

4.0

85x60’

39x28 a.l.

N.C. Fabri de Peiresc, 1610

1976

Orion

1600 a.l.

Nébuleuse diffuse

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/m42

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Figure 2.3 – La nebuleuse diffuse d’Orion (M42).


NÉBULEUSE DU CRABE (M1)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

Nature :

05h34m30s

+22o01’

8.4

6x4’

11x7 a.l.

J. Bevis, 1731

1952

Taurus

6 300 a.l.

Reste de la supernova

observée par les astronomes chinois

pendant 23 jours en juillet 1054.

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rodu

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nom

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8

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Figure 2.4 – La nebuleuse du Crabe (M1).


NÉBULEUSE DE LA LYRE (M57)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

Nature :

18h53m36s

+33o02’

8.8

1.4x1.0’

1.7x1.2 a.l.

A. Daquier de Pellepoix, 17??

6720

Lyra

4 100 a.l."I

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57h9

901.

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Figure 2.5 – La nebuleuse planetaire de la Lyre (M57).


GALAXIE DU TOURBILLON (M51)

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

13h29m54s

+47o12’

8.4

11x7’

120 000x75 000 a.l.

Ch. Messier, 13/10/1773

5194

Canes Venatici

37 106 a.l."I

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m51

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Figure 2.6 – La galaxie spirale du Tourbillon (M51).


AMAS DE GALAXIES DE LA VIERGE

Ascension Droite :

Déclinaison :

Magnitude :

Dim. apparentes :

Dim. réelles :

Découverte :

Numéro NGC :

Constellation :

Distance :

Nature :

12h30m48s

+12o24’

3o

3 106 a.l.

Ch. Messier, 1781

Virgo

6 107 a.l."I

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A, C

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Figure 2.7 – Le grand amas de galaxies de la Vierge.

2.4. SYNTHESE 53

2.4 Synthese

Le ciel, qu’il soit vu a l’œil nu ou au travers d’instruments de plus ou moins grandepuissance, offre le spectacle de nombreux objets qu’il convient de distinguer.

A l’œil nu

A l’œil nu, le ciel nous montre les objets suivants :

– Des objets artificiels : Un certain nombre d’objets d’origine humaine peuventetre assez lumineux pour etre visibles a l’œil nu dans le ciel nocturne (voir diurne),pour peut qu’un rayon de soleil vienne les frapper. Citons la Station Spatiale Inter-nationale (ISS) que l’on peut voir parfois pendant plusieurs secondes, et les satellitesde telecommunication Iridium qui peuvent produire des flashs lumineux brefs maispuissants.

– Les etoiles : Elles sont fixes ou presque, et leur seul mouvement du lever au coucherest en fait la consequence de la rotation terrestre sur elle-meme et autour du Soleil.Les etoiles, a la differences des planetes et autres corps celestes, sont le siege dereactions thermonucleaires qui les rendent intrinsequement lumineuses.

– Les planetes, le Soleil et la Lune : Cinq planetes sont visibles a l’œil nu :Mercure, Venus, Mars, Jupiter, Saturne. Elles se deplacent au fil des mois par rapportaux dessins des constellations. Le Soleil, notre etoile, se deplace aussi par rapportaux constellations. La Lune, notre satellite naturel, est le corps celeste qui a lemouvement le plus rapide par rapport aux etoiles fixes.

– Les objets temporaires : Les etoiles filantes sont des traınees lumineuses ephemereset peu predictibles, qui resultent de la combustion dans l’atmosphere de corps solidesen chute sur la Terre.Les cometes offrent des spectacles plus durables et tout aussi spectaculaires. Leurqueue est due a la sublimation de leur matiere au passage pres du Soleil.

– La Voie Lactee : C’est notre propre galaxie, vue de l’interieur et par la tranche.Elle comporte pres de 200 milliards d’etoiles.

Au travers d’un instrument

Un instrument astronomique revele entre autre les objets suivants :

– Les planetes lointaines et les petits corps du systeme solaire : Les planetesUranus et Neptune, ainsi que le couple Pluton-Charon ne sont visibles qu’au tra-vers d’instruments astronomiques. Il en est de meme des asteroıdes et des cometeslorsqu’elles sont loin du Soleil.

– Les amas ouverts (ou amas galactiques) : ceux sont des regroupements peunombreux et peu denses d’etoiles souvent relativement jeunes. On les trouve surtoutau voisinage du plan moyen de notre galaxie.

– Les amas globulaires : Ceux sont des regroupements denses et tres nombreuxd’etoiles relativement agees. On les trouve dans le halo galactique, qui est une zonevaguement spherique entourant le centre de notre galaxie.

– Les nebuleuses : Ceux sont des nuages de gaz ou de poussieres d’origines diverses,qui apparaissent comme des masses cotonneuses diffuses et filamenteuses, de formesdiverses.

– Les galaxies : Ceux sont de gigantesques regroupements de plusieurs centaines demilliards d’etoiles, dans des zones de formes variees, et de tailles pouvant atteindre


plusieurs centaines de milliers d’annees-lumiere.– Les amas et super-amas de galaxies : Comme les etoiles sont souvent regroupees

en amas, les galaxies peuvent etre groupees en amas de plusieurs milliers de galaxies,eux-memes regroupes en amas d’amas de galaxies (super-amas).

Chapitre 3

Reperes historiques et“sociologiques”

3.1 Racines profondes de l’astronomie

On a coutume de dire que la medecine et l’astronomie sont les plus anciennes pra-tiques scientifiques de l’humanite. En effet, la plupart des civilisations qui nous ont laissedes traces materielles semblent avoir pratique la medecine et l’astronomie. Une des raisonsde l’interet precoce des hommes pour le ciel reside sans doute dans le fait que le ciel estun spectacle accessible par tous, et qui offre une regularite immuable et apparemmentparfaite. Qui plus est, de nombreux phenomenes terrestres (rythmes biologiques diurnes,retour des saisons climatiques) semblaient synchronises approximativement par rapportaux phenomenes astronomiques (mouvement diurne apparent du Soleil, mouvement an-nuel apparent des etoiles et constellations). La perfection des mouvements celestes et leurcorrelation avec les rythmes de la nature sont sans doute a l’origine du statut mystiquede l’astronomie. Innombrables sont les croyances, legendes, coutumes, mythes, religions etpratiques divinatoires qui prennent le ciel pour theatre, et ce de tout temps, depuis l’aubede l’humanite jusqu’a notre epoque moderne.

Assez rapidement, l’astronomie est passee du rang de pratique mystique au rang detechnique. Selon toute vraisemblance en effet, les hommes ont vite vu dans le ciel le moyende se reperer dans le temps et l’espace. Les marins pheniciens savaient s’orienter en mergrace aux etoiles et au Soleil. C’est probablement une des origines de leur suprematiemaritime sur le bassin mediterraneen. Pour ce qui est du temps, les cycles astronomiquesont rapidement conduit a la definition et a l’utilisation courante d’etalons de temps pourrythmer la vie des societes. Le cycle des saisons (c’est-a-dire des solstices et equinoxes), adonne la notion d’annee, le cycle des phases de la Lune a donne le mois (ou lunaison), etenfin l’alternance des jours et des nuits a donne naissance a la notion de journee, et a sessubdivisons variables d’une civilisation a l’autre. Motivees par le soucis de rythmer, surle long terme, la vie sociale et religieuse 1, de nombreuses civilisations ont ete conduites adefinir des calendriers, c’est-a-dire des points de reperes dans le temps (voir la section 4.1).Ce travail de definition des reperes temporels a toujours ete la charge des astronomes, quietaient bien souvent des autorites religieuses.

Il faut attendre l’antiquite greco-romaine pour que l’astronomie cesse de n’etre qu’unetechnique pour devenir une science, avec une volonte d’explication des phenomenes celestes

1. De nombreuses religions definissent les dates des fetes principales par des evenements astronomiques.

55

56 CHAPITRE 3. REPERES HISTORIQUES ET “SOCIOLOGIQUES”

et non plus uniquement un but utilitaire, religieux ou technique.

3.2 L’epoque antique

La civilisation grecque est connue pour avoir ete le berceau de la geometrie en tantque science, et ce n’est sans doute pas un hasard si elle a ete aussi une civilisation parti-culierement active en astronomie, puisqu’on lui doit entre autre les premieres ebauches decosmologies scientifiques. Les astronomes grecs ne se sont pas contentes, comme les Ba-byloniens, d’accumuler des donnees et mesures astronomiques ; ils ont cherche a expliquerles mouvements des astres, en essayant de les faire decouler d’une necessite (c’est-a-dired’un principe) plus que d’un hasard.

Les astronomes grecs avaient remarque que les etoiles semblaient former des figuresgeometriques fixes, qui, au cours de la nuit, tournaient en bloc autour d’un point (quin’etait pas a l’epoque l’Etoile Polaire actuelle !). Ils avaient remarque que ce mouvementd’ensemble s’effectuait dans un ordre parfait et immuable 2. Ils avaient cependant remarquequelques apparentes imperfections dans cet ordre. En effet, outre les phenomenes excep-tionnels comme les passages de cometes ou les explosions de supernovæ, le ciel quotidienvu a l’œil nu presente sept irregularites, c’est-a-dire sept astres qui semblent se deplacerau fil des jours par rapport au ballet regulier des constellations. Il s’agit bien sur du So-leil, de la Lune, et de cinq astres moins lumineux que les grecs qualifierent d’errants. Lemot grec planetos (πλανητoσ) qui veut precisement dire “errant”, est ainsi a l’origine dumot “planete”. Ces cinq astres errants n’etaient autres que les cinq planetes du systemesolaire visibles a l’œil nu, a savoir Mercure, Venus, Mars, Jupiter et Saturne 3. Ils avaientremarque que le mouvement apparent de la Lune par rapport aux etoiles est nettementplus rapide que celui des planetes, et que le mouvement de ces dernieres presentait parfoisdes phases de “marche-arriere”, connues sous le nom de mouvement retrograde. Ils avaientaussi observe que Mercure et Venus ne s’eloignent pas beaucoup du Soleil. Ils savaientaussi que les planetes paraissaient plus ou moins lumineuses selon l’epoque.

En bons geometres, les Grecs ont tente d’expliquer leurs observations en attribuantaux corps celestes des mouvements ayant des proprietes geometriques simples. Une despremieres tentatives dans cette direction est due a Eudoxe de Cnide (≃-408 a -355). Selonson modele, les astres etaient repartis sur une serie de 27 spheres concentriques centreessur la Terre (a une exception pres, l’epoque antique grecque a ete dominee par la visiongeocentrique de l’Univers). Chaque sphere etait animee d’un mouvement de rotation avitesse constante autour d’un axe solidaire de la sphere suivante, jusqu’a la sphere la plusexterne, la “sphere des fixes” porteuse des etoiles, qui elle, tournait d’un tour en unejournee autour de l’axe du monde (l’axe des poles terrestres). Les planetes etaient dis-posees chacune sur l’equateur d’une des spheres internes, et la Lune, la plus rapidementmobile, etait sur l’equateur de la sphere la plus interne. Ce modele, qui fut perfectionnesuccessivement par Calippe et Aristote jusqu’a inclure 56 spheres, a finalement ete aban-donne au profit de modeles dits ptolemeens, bases sur des combinaisons de mouvementscirculaires.

2. Il est a noter que le mot “cosmos” est un mot grec qui contient l’idee de beaute et d’ordre. Il aegalement donne le mot francais “cosmetique”.

3. Ces sept irregularites celestes (Lune, Mars, Mercure, Jupiter, Venus, Saturne, Soleil) sont a l’originedes noms des jours de la semaine, a l’exception du Dimanche (en langue francaise) qui est un apport ducatholicisme (en latin dies domenica, jour du Seigneur), et du Vendredi (dans les langues anglo-saxonnes)Friday, Freitag, Vrijdag... qui proviendraient de Freia, deesse de l’amour dans les mythologies saxonnes.

3.3. LE MOYEN AGE 57

En effet, selon les principes de la mecanique d’Aristote, le mouvement “parfait” nepouvait etre que le mouvement circulaire uniforme, au meme titre que la figure geometriqueparfaite etait le cercle. C’est Apollonius de Perge (≃-260 a -170) qui est a l’origine dupremier modele planetaire conforme a la mecanique d’Aristote, c’est-a-dire decrivant lesmouvements des astres en termes de combinaisons de mouvements circulaires uniformes.Cette mecanique celeste des mouvements circulaires connut son ultime perfection 140 ansapres J.C., grace a Ptolemee et sa Grande Syntaxe Mathematique 4 qui attribuait aux corpscelestes de complexes mouvements epicycliques. Cette theorie, qui ne rendait compte desobservations qu’au prix de quelques “acrobaties” intellectuelles, a cependant survecu plusd’un millenaire, jusqu’a la Renaissance et les travaux de Copernic.

Un seule exception dans un courant de pensee exclusivement geocentriste : l’ecolefondee en 280 avant J.C. par Aristarque de Samos qui osa soutenir une these heliocentristeselon laquelle la Terre, spherique, tournerait sur elle-meme tout en se deplacant autour duSoleil. Une pareille audace lui valu la reprimande publique. Il proposa meme la premiereevaluation de la distance Terre-Soleil, qu’il sous-estima d’un facteur 20.

A peu pres a la meme epoque, le mathematicien grec Erathostene de Cyrene parvinta mesurer le rayon de la Terre en observant, en deux lieux differents et au meme moment,la difference d’inclinaison des rayons solaires.

Ce panorama rapide de l’astronomie antique serait par trop incomplet si on omettait dementionner l’impressionnant travail de l’astronome grec Hipparque qui, 129 ans avant J.C.,a etabli le premier catalogue d’etoiles (850 etoiles), et a introduit la notion de “grandeur”pour qualifier la notion subjective de luminosite d’une etoile. Au cours de sa carriere, ila egalement mis en evidence la precession des equinoxes et mesure la duree de l’anneetropique (voir Section 4.1.1) a mieux que 7 minutes pres.

3.3 Le moyen age

Le moyen age a ete principalement marque par les travaux des astronomes arabes,qui se sont attaches a amasser d’enormes quantites d’observations et de mesures, plusqu’a construire des modeles cosmologiques. Citons par exemple le traite d’astronomied’Al Farghani datant du IXeme siecle, et qui sera utilise jusqu’a la Renaissance.

Signalons egalement l’observation par les astronomes chinois de l’explosion d’une su-pernova en juillet 1054 dans la constellation du Taureau. Les restes de cette explosiondonnerent la celebre nebuleuse du Crabe.

3.4 La Renaissance : la fin du geocentrisme

Des le debut du XV Ieme siecle, les perfectionnements de l’observation astronomique etsurtout de l’horlogerie mirent en peril croissant les theories geocentriques. Ce fut l’astro-nome polonais Copernic qui mit fin a pres de deux millenaires de geocentrisme quelquesmois avant sa mort, en 1543, en publiant son celebre traite De Revolutionibus OrbiumCælestium. Ce traite, qui presentait la Terre comme tournant autour du Soleil, etait ha-bilement precede par une introduction presentant l’heliocentrisme comme une simple hy-pothese de calcul. Il ne provoqua donc pas tout de suite de debat theologique. Ce n’est queplusieurs decennies plus tard, en Italie, que les autorites catholiques comprirent la portee

4. L’œuvre de Ptolemee est parvenue jusqu’a nous sous le nom d’Almageste, grace aux astronomesarabes du Moyen age.


de l’ouvrage et reagirent en condamnant officiellement les theses heliocentristes en 1616.La repression menee par l’Inquisition fut des plus brutales. Citons l’audacieux GiordanoBruno qui assimila le Soleil a une simple etoile et proclama la pluralite des mondes, ce quilui valut d’etre brule vif a Rome en 1600. Citons aussi Galilee qui fut juge en 1633 et,...rehabilite officiellement par le pape Jean-Paul II en 1994 !

L’Inquisition ne parvint pas a eviter les consequences scientifiques enormes des travauxde Copernic. En effet, en discreditant les principes de la mecanique d’Aristote basee surl’omnipresence des mouvements circulaires, Copernic avait implicitement pose le problemede construire de nouvelles lois pour la mecanique. C’est ce que firent Galilee 5 entre 1600et 1610, puis Descartes vers 1630, en suggerant que le mouvement le plus naturel d’uncorps en l’absence de toute action exterieure devait etre rectiligne uniforme plutot quecirculaire comme on le pensait depuis Aristote. Le pas suivant fut franchi par le physi-cien anglais Newton qui decouvrit en 1665 l’attraction gravitationnelle et son caractereuniversel, et qui jeta les bases mathematiques de la mecanique classique. Il reussit a endeduire mathematiquement les fameuses lois etablies entre 1601 et 1618 par l’astronomeallemand Kepler sur la nature des mouvements planetaires 6 (voir en Section 5). Newtonpublia ces resultats en 1687 dans son celebre ouvrage Philosophiæ Naturalis PrincipiaMathematica, qui peut etre considere comme la fondation physique et mathematique dela mecanique classique. Par ailleurs, les travaux de Newton en optique sont aussi a la basede la spectroscopie et de l’invention du telescope (1671).

3.5 L’ere de la mecanique celeste

Le XV IIIeme siecle vit le developpement spectaculaire de la mecanique celeste sur labase des principes degages par Newton et Galilee. Le mathematicien francais Lagrangedeveloppa un outillage formel elegant et performant pour resoudre les delicats problemesmathematiques de la mecanique celeste. Le physicien francais Laplace est a l’origine de lapremiere theorie de la formation du systeme solaire (1796). Il est aussi celebre pour sestravaux sur les mouvements des planetes et sur la theorie des probabilites (1812). C’est luiqui introduisit le terme de “mecanique celeste”. De l’autre cote de la Manche, l’astronomeanglais Bradley decouvrit en 1727 un infime mouvement annuel des etoiles, qu’il expliquepar le mouvement de la Terre autour du Soleil, combine avec le caractere fini de la vitessede la lumiere. Par cette decouverte, il confirme d’une part la vision copernicienne dusysteme solaire, et d’autre part l’existence d’une vitesse de la lumiere finie, qui avait etemise en evidence en 1676 par l’astronome danois Rømer grace a l’observation minutieusedes avances et retards des satellites de Jupiter. Bradley decouvre en 1748 la nutation del’axe de rotation de la Terre (voir Section 4.2.2), ce qui constitue une confirmation subtiledes lois de la gravitation de Newton.

Parallelement aux developpements theoriques de la mecanique celeste, les techniquesinstrumentales d’observation astronomique ont egalement connu un rapide progres qui aentraıne une importante moisson de resultats. Par exemple, l’astronome anglais Herscheldecouvrit la planete Uranus en 1781. Toujours grace aux progres de l’instrumentation,

5. C’est en 1609 que Galilee eut l’idee d’utiliser a des fins astronomiques un objet optique qui de-puis, porte le nom de “Lunette de Galilee”. Cet instrument d’optique, ancetre des lunettes astronomiquesactuelles, avait ete invente plus de vingt ans avant par Giambattista Dellaporta.

6. Kepler avait etabli les trois lois qui portent son nom par une laborieuse et minutieuse syntheseempirique des observations planetaires de l’astronome danois Tycho Brahe qui, ironie de la Science, n’etaitpas lui-meme partisan des theses heliocentristes de Copernic.

3.6. L’AVENEMENT DE L’ASTROPHYSIQUE 59

l’astronome francais Messier put etablir son celebre catalogue d’objets etendus (nebuleuses,galaxies amas, ...).

La mecanique celeste atteignit son sommet au XIXeme siecle lorsque, perfectionneepar de grands mathematiciens comme Gauss, Cauchy, Bessel ou Jacobi, elle permit dedecouvrir la planete Neptune par le calcul : En observant les legeres perturbations quemontrait l’orbite d’Uranus, le jeune astronome anglais Adams predit en 1843 les ca-racteristiques et la position que devrait avoir une planete pour produire les perturbationsobservees. Il ne fut pas pris au serieux par ses aınes. En 1846, l’astronome francais Le Ver-rier fit le meme calcul independamment, envoya les resultats a l’Observatoire de Berlin ouson collaborateur Galle put observer une planete inconnue, le soir du 23 septembre 1846,a moins d’un degre de la position predite par Le Verrier. La nouvelle planete, baptiseeNeptune devint le symbole de la consecration de la mecanique celeste. Malgre ce succesecrasant, une legere imperfection de l’orbite de Mercure resistait encore a l’analyse. Cephenomene, inexplicable par le mecanique celeste classique, allait fournir au siecle suivantla premiere verification experimentale de la theorie de la Relativite Generale.

Signalons aussi une avancee peut-etre peu spectaculaire mais lourde de consequencesque l’on doit a l’astronome allemand Bessel : En 1838, il evalue pour la premiere fois la dis-tance d’une etoile (61-Cygni), en mesurant sa parallaxe (voir Section 1.1.6). Cette premieremesure, suivie de nombreuses autres, allait donner au ciel une troisieme dimension : laprofondeur.

Parallelement aux percees theoriques en mecanique celeste, la science des instrumentspoursuivait son developpement. Un grand nombre d’observatoires encore en activite denos jours ont ete construits et equipes au cours de ce XIXeme siecle. Les progres dela physique, de la spectroscopie et de la photographie annoncaient deja l’avenement del’astrophysique.

3.6 L’avenement de l’astrophysique

Etudier les corps celestes comme des objets physiques a part entiere et ne plus secontenter de suivre leurs mouvements : telle pourrait etre la devise des astrophysiciens.Mais comment atteindre ce but quand l’objet a etudier est a plusieurs millions voiremilliards de kilometres, hors de portee de toute experience ou prelevement ? Les progresde la physique et notamment de la spectroscopie et de la polarimetrie allaient fournir unesolution a ce probleme, des le millieu du XIXeme siecle. A ce titre, le physicien allemandFraunhoffer peut etre considere comme un des precurseurs de la demarche astrophysique :il eut l’idee en 1824 de decomposer la lumiere solaire (comme le ferait un arc-en-ciel)et decouvrit des couleurs manquantes, c’est-a-dire des raies sombres striant le spectrecolore. L’explication de ce phenomene est due aux physiciens allemands Kirchoff et Bunsenqui comprirent que ces raies sombres correspondaient a la presence de certains elementschimiques dans le Soleil. Ils jeterent ainsi les bases de l’analyse chimique a distance parspectroscopie, qui est une des techniques de base de l’astrophysique moderne. Pour cequi est de l’evaluation des temperatures a distance, elle ne fut possible que grace a laconnaissance des lois du rayonnement des corps chauds, lois dues au physiciens Kirchoff,Boltzmann, Wien, et plus tard Planck.

Armes de techniques issues de la physique comme la spectroscopie et la photometrie,les astronomes du debut du XXeme siecle se sont lances dans de nombreuses etudes surla physique du Soleil et des etoiles, sur leur evolution, sur la source de leur energie, sur la


physique des galaxies et des milieux interstellaires. Une enumeration detaillee depasseraitlargement le cadre de ce document. On ne citera que quatre faits marquants :

– L’introduction de la theorie de la Relativite par Einstein en 1905 et 1916, theoriequi a fourni un cadre de travail pour la cosmologie moderne.

– L’introduction d’une methode de classement physique des etoiles due aux astronomesHertzprung et Russel en 1905.

– La decouverte par Hubble de l’expansion de l’Univers, en 1929.– L’explication nucleaire de l’origine de l’energie solaire par les physiciens Weiszacker

et Bethe en 1938.

3.7 L’epoque de l’astronomie spatiale

L’astronomie de la seconde moitie du XXeme siecle a ete marquee par deux conquetesimportantes : la conquete de l’espace, et la conquete de tout le spectre electromagnetique.En effet, jusqu’a la fin de la premiere moitie du siecle, les observations astronomiquesse faisaient toutes dans le domaine de la lumiere visible, qui ne represente qu’une petiteportion des ondes electromagnetiques. L’apparition de detecteurs sensibles aux rayonsinfrarouges, ultraviolets et meme aux rayons X et γ, ainsi que la possibilite de s’elever audessus de l’atmosphere a permis d’elargir le domaine des longueurs d’onde accessibles etdonc d’acceder a de plus en plus d’informations. De meme, la decouverte par Jansky en1931 d’ondes radio en provenance de l’espace a ouvert un nouveau champ d’investigation :la radio-astronomie, avec son cortege d’objets celestes nouveaux, comme les quasars, lespulsars, etc.

La conquete de l’espace a permis, quant a elle, d’envoyer des sondes au confins dusysteme solaire, d’explorer in situ un certain nombre de corps celestes comme la Lune, Marsou Venus, et meme d’envoyer quelques hommes sur notre satellite (20 juillet 1969). Lesengins astronomiques spatiaux comme le satellite Hipparcos, le telescope spatial Hubble,ou les observatoires solaires spatiaux comme SoHO ou YOKHOH permettent d’avoir del’Univers une vision d’une acuite sans precedent.

L’aube du XXIeme siecle devrait voir naıtre une nouvelle forme d’astronomie baseenon plus sur la detection des ondes electromagnetiques comme la lumiere ou les ondesradio, mais sur la detection des ondes gravitationnelles, si elles existent. Ces ondes sontdes predictions de la theorie de la Relativite Generale d’Einstein, mais leurs effets sont tel-lement faible qu’elles n’ont pas encore pu etre detectees de maniere sure. Pour y remedier,un gigantesque detecteur, l’interferometre VIRGO, est en construction a Cascina, dansla banlieue de Pise. Des 2004, il devrait entrer en activite, et l’espere-t-on, detecter cesondes d’un genre nouveau. L’exploitation de l’information astrophysique contenue dansces ondes devrait apporter une moisson de connaissances jusqu’alors inaccessibles, sur desobjets celestes lointains et massifs mais peu lumineux.

3.8. SYNTHESE 61

3.8 Synthese

L’histoire de l’astronomie, la plus vieille des sciences, peut se decouper en plusieursphases :

– L’epoque pre-hellenique : l’astronomie est essentiellement une activite mystique,religieuse puis technique. L’astronomie y est utilisee a des fins de reperage dans letemps (calendriers et cadrans solaires babyloniens, -5000), et dans l’espace (marinspheniciens). De nombreuses observations sont faites, mais on ne connaıt pas ou peude tentatives scientifiques pour expliquer les phenomenes du ciel.

– L’epoque antique : L’astronomie devient une science, par le fait qu’au dela desobservations, il y a des tentatives d’explication de l’origine et des mouvements descorps celestes. Ces explications sont presque exclusivement geocentriques (a l’excep-tion d’Aristarque de Samos, environ -290). Elles sont basees sur des mecanismesde spheres concentriques (Eudoxe de Cnide, environ -400), ou sur des compositionsde mouvements circulaires uniformes (Apollonius de Perge, environ -200, jusqu’aPtolemee, environ +140). L’epoque antique est aussi l’epoque des premieres me-sures de la Terre et des corps voisins : par exemple, en -250 environ, Erathostene deCyrene mesure la circonference terrestre par l’angle entre deux ombres simultanees,l’une a Alexandrie, l’autre a Syene (Assouan).

– Le moyen age : C’est une periode peu feconde du point de vue astronomique,en occident du moins. L’astronomie arabe par contre, a assure la transmission del’heritage astronomique grec, et l’a enrichi de nouvelles techniques et de nouvellesmesures.

– La Renaissance : L’heliocentrisme detrone le geocentrisme antique (Copernic,1543), et la mecanique de Galilee (1609) et Newton (1687) remplace les jeux despheres et de cercles de la mecanique d’Aristote. Kepler decrit le mouvement el-liptique des planetes (1609 et 1618) grace aux observations de Tycho Brahe. New-ton decouvre la gravitation (1665). C’est egalement l’epoque des premieres observa-tions astronomiques avec des instruments d’optique (lunette de Galilee en 1609, ettelescope de Newton en 1671).

– L’ere de la mecanique celeste Le XV IIIeme siecle vit le succes de la mecaniqueceleste : Les idees de Galilee et Newton sont utilisees pour atteindre une precisionsans precedent dans la prediction des mouvements des corps du systeme solaire, cequi, au siecle suivant, conduisit finalement Adams et Le Verrier a decouvrir la planeteNeptune par le calcul (1843). Les techniques instrumentales progressent aussi etconduisent a la decouverte de nouveaux objets (Herschel decouvre la planete Uranusen 1781, Messier publie son catalogue d’objets diffus en 1782, Piazzi decouvre lepremier asteroıde en 1800).

– L’avenement de l’astrophysique Les progres rapides de la physique, de la chimieet de l’optique ondulatoire ont fourni aux astronomes du debut du XIXeme siecle, denouveaux outils d’investigation leur permettant de s’interesser a la nature physiquedes objets du ciel, sans se limiter a la seule prediction de leur position. Fraunhoffer,en 1824, obtient le premier spectre de la lumiere solaire, ouvrant la voie a la spectro-scopie solaire et stellaire, technique astronomique donnant des renseignements precissur la physique des etoiles (temperature, composition, etc).LeXXeme siecle vit naıtre les nouvelles theories fondatrices de la physique moderne :la mecanique quantique, et les theories de la relativite restreinte (1905) et generale(1916), qui ouvrirent la voie a la cosmologie moderne (theorie du “Big-Bang”). Les


progres de la physique nucleaire ont conduit a l’identification de la source de l’energiedu Soleil et des etoiles (Bethe et Weiszacker, 1938). C’est aussi l’ere des progres tech-nologiques et des grands telescopes, qui ont revolutionne notre vision de l’Univers.Ils permirent par exemple a Hubble de decouvrir l’expansion de l’Univers en 1929.

– L’epoque spatiale Au milieu du XXeme siecle, les progres de l’aeronautique ontconduit a la visite de notre satellite, la Lune (20 juillet 1969), ouvrant ainsi la voie ala conquete de l’espace, et a l’astronomie embarquee a bord de sondes d’exploration.Parallelement a cette conquete de l’espace, les astronomes se lancent aussi a laconquete du spectre electromagnetique : ne se contentant plus de recevoir et analyserla lumiere visible, ils apprennent a capter les rayons infrarouges et ultraviolets, lesondes radio, les rayons X et γ, pour scruter les confins de notre Univers avec uneprecision sans cesse croissante. L’aube du XXIeme siecle devrait voir naıtre unenouvelle astronomie basee sur la detection non plus des ondes electromagnetiques,mais des ondes gravitationnelles, si elles existent.

Chapitre 4

Le temps et l’espace

4.1 Le temps en astronomie

Comme cela a ete ecrit en Section 3.1, le soin de prendre des reperes dans le temps, acourt et long terme a toujours ete une des taches des astronomes. La plus ancienne de cestaches concerne le reperage a long terme, c’est-a-dire la construction de calendriers.

4.1.1 Les calendriers

La construction d’un calendrier simple d’emploi mais dont les divisions restent a longterme en accord avec les cycles astronomiques pose un probleme epineux. En effet, unelunaison de 29.530589 j (intervalle moyen entre deux phases de nouvelle lune) ne contientpas un nombre entier de jours solaires moyens. De meme, une annee tropique de 365.24219 j(intervalle entre deux solstices) ne comporte ni un nombre entier de jours solaires moyens,ni un nombre entier de lunaisons. Or, la commodite d’utilisation d’un calendrier imposeque ses divisions (annees, mois, jours) soient telles que les annees comportent un nombreentier (pas forcement fixe) de jours, et que les mois comportent aussi un nombre entier(pas forcement fixe) de jours, avec des regles de gestion des irregularites qui garantissentqu’au long terme, le cycle des jours, des mois et des annees reste en moyenne en accordavec le cycle diurne, le cycle lunaire, et le cycle des saisons. Notons que le regroupementdes jours en semaines de 7 jours n’a pas de raison astronomique, meme si elle a une origineastronomique. Cette pratique remonte a l’epoque antique (voir la note en bas de page enSection 3.2).

Chaque civilisation a defini et utilise des calendriers plus ou moins ingenieux pour seconformer aux exigences de simplicite et d’accord avec le ciel. Les premiers calendriersetaient lunaires, c’est-a-dire mettant l’accent sur l’accord du mois moyen avec la lunaison,plus que sur l’accord de l’annee moyenne avec l’annee tropique qui rythme les saisons.Par la suite, des calendriers plus sophistiques ont permis de retrouver les deux accordssimultanement. On retrouve l’usage de calendriers chez les Babyloniens, les Chinois et lesEgyptiens pres de cinq millenaires avant notre ere. Depuis cette epoque jusqu’a nos jours,un grand nombre de calendriers a caractere laıque ou religieux ont ete utilises (calendrierschinois, copte, hebreu, azteque, musulman, grec, julien, gregorien, revolutionnaire, ...). Lesetudier tous serait fastidieux. Nous nous limiterons a la description de quatre d’entre eux :le calendrier julien, le calendrier gregorien (celui qui est en vigueur dans la plupart despays actuellement), le calendrier musulman et le calendrier hebreu. Pour plus de details,le lecteur pourra consulter la reference [1].

63

64 CHAPITRE 4. LE TEMPS ET L’ESPACE

Le calendrier julien

Par soucis d’homogeneisation et de simplification des calendriers existants, Jules Cesarinstaura en 45 avant J.C. un systeme de calendrier qui, apres quelques reformes a donne lecalendrier julien qui fut en vigueur jusqu’en 1582. Ce calendrier fait alterner trois anneesnormales de 365 j et une annee dite “bissextile” de 366 j, ce qui conduit a une valeurmoyenne de l’annee de 365, 25 j, suffisamment proche de l’annee tropique (365, 24219 j)pour les besoins de l’epoque. Par contre, la duree du mois n’est qu’une mediocre approxi-mation de la lunaison : ce fut le compromis choisi par Jules Cesar, qui voulut eviter lescomplications excessives des calendriers anciens (par exemple le calendrier hebreu), quis’efforcent, en plus, de garder en phase les mois et le cycle lunaire.

Dans le calendrier julien, Les annees bissextiles comportaient a l’origine 6 mois de 31jours alternes avec 6 mois de 30 jours. Pour les annees normales, le mois de fevrier necomptait que 29 jours. C’etait le sixieme jours avant le debut du mois de mars (sexto antecalendas martii) qui etait double lors des annees bissextiles, d’ou le nom de bis-sextile.Quelques annees plus tard, on ajouta un jour au mois d’aout, qui depuis, comporte donc31 jours, pour que ce mois, consacre a l’empereur Auguste compte autant de jours que lemois de Juillet consacre a Jules Cesar. Le jour en question a ete preleve sur le mois defevrier, qui depuis, ne comporte plus que 28 jours, ou 29 pour les annees bissextiles, au lieude 29 ou 30. Ce calendrier a rapidement ete adopte dans la plupart des pays de l’actuelleEurope. Son utilisation en l’etat dura jusqu’en 1582, epoque pour laquelle l’ecart entrel’annee julienne de 365.25 j et l’annee tropique de 365.24219 j s’etait accumule au pointde produire un decalage de 10 jours environ (l’equinoxe de printemps se produisait vers le10 mars !). C’est le pape Gregoire XIII qui y mit bon ordre en introduisant le calendriergregorien.

Le calendrier gregorien

Pour resorber le decalage, le Pape Gregoire XIII decreta que le lendemain du jeudi 4octobre 1582 serait le vendredi 15 octobre 1582. Par ailleurs, pour eviter que ce decalagene se reproduise ulterieurement, il modifia le cycle des annees bissextiles pour qu’il n’yen ait plus que 97 par tranche de 400 ans au lieu de 1 par tranche de 4 ans (soit 100par tranche de 400). La valeur moyenne de l’annee gregorienne ainsi obtenue est donc de365.2425 j, ce qui est une bien meilleure approximation de l’annee tropique de 365.24219 jque ne l’etait l’annee julienne de 365.25 j. La regle pour decider quelles seraient les anneesbissextiles est la suivante : seront bissextiles les annees dont le millesime est divisible par 4(comme pour le calendrier julien), sauf trois annees seculaires (millesime divisible par 100)sur quatre, a savoir celles dont le millesime n’est pas divisible par 400. Ainsi, 1700, 1800,1900 ne furent pas bissextiles alors qu’elles auraient du l’etre selon le calendrier julien.L’an 2000 par contre, sera bien bissextile, car divisible par 400.

C’est le calendrier gregorien qui est en vigueur actuellement dans la plupart des pays,au moins pour les activites civiles. Il est a noter cependant, que la plupart des religionsont conserve l’usage de calendriers traditionnels pour definir leurs fetes. Par exemple, lareligion orthodoxe a conserve l’usage du calendrier julien. De ce fait, la fete de Noel dela religion orthodoxe se situe le 25 decembre du calendrier julien, ce qui correspond au7 janvier de notre calendrier gregorien.

4.1. LE TEMPS EN ASTRONOMIE 65

Le calendrier musulman

Ce calendrier, utilise pour fixer les fetes de la religion musulmane, est un calendrierlunaire seulement, ce qui signifie que la duree moyenne du mois (29.530556 j) est unebonne approximation de la lunaison. En revanche, la duree moyenne de l’annee musul-mane (354.37 j) differe de presque 11 jours par rapport a l’annee tropique. Le calendriermusulman se decale donc chaque annee par rapport au rythme des saisons, et donc parrapport a notre calendrier gregorien 1. Les annees de ce calendrier sont composees de 6 moisde 30 jours alternes avec 6 mois de 29 jours, pour donner des annees de 354 jours (anneesordinaires). Certaines annees, le dernier mois de l’annee comporte 30 jours au lieu de 29,ce qui donne des annees de 355 jours (annees abondantes). Les annees ordinaires et lesannees abondantes alternent selon un cycle de 30 ans a raison de 19 annees ordinairespour 11 annees abondantes. La date origine de ce calendrier est l’Hegire, qui correspondhistoriquement au depart de Mahomet de la Mecque, le 16 juillet 622 de l’ere chretienne.

Le calendrier hebraıque

Ce calendrier, nettement plus complexe que ceux precedemment cites a l’avantage deconserver au long terme un bon accord a la fois avec la succession des saisons et la succes-sion des phases de la Lune. En d’autres termes, la valeur moyenne du mois (29.530594 j) estune fort bonne approximation de la lunaison, et la valeur moyenne de l’annee (365.2468 j)reste une approximation acceptable de l’annee tropique. Le prix a payer pour ce doubleaccord est une complexite accrue dans la succession des mois et annees. Deux categoriesd’annees alternent de maniere precise mais irreguliere selon un cycle de 19 ans : 12 anneescommunes de 12 mois, et 7 annees embolismiques de 13 mois, pour lesquelles le sixiememois, Adar, est repete (Adar I et Adar II). Pour les annees communes, 6 mois de 30 joursalternent avec 6 mois de 29 jours pour donner des annees “regulieres” de 354 jours. Cer-taines annees communes, le deuxieme et le troisieme mois de l’annee (’Hechvan et Kislev),qui devraient compter respectivement 29 et 30 jours, peuvent en compter 29 et 29, ce quiconduit a une annee de 353 jours qui est dite “defective”. Ils peuvent aussi en compter 30et 30, ce qui conduit a une annee de 355 jours, qui est dite “abondante”. La meme choseexiste pour les annees embolismiques qui comportent un mois de 30 jours de plus (Adar I).Les annees embolismiques “defectives”, “regulieres” et “abondantes” comporteront doncrespectivement 383, 384 et 385 jours. ces differents types d’annees alternent selon desregles compliquees, motivees par des contraintes religieuses, dont la description completesortirait du cadre de ce document. La date origine de ce calendrier est differente de ladate origine du calendrier gregorien : elle correspond a la date presumee de la creation duMonde selon la Torah 2, en l’an -3761 du calendrier civil actuel. De ce fait, l’an 5760 ducalendrier hebraıque debutera le samedi 11 septembre 1999 de notre calendrier. Pour plusde renseignement sur le calendrier hebraıque, le lecteur pourra consulter la reference [19].

4.1.2 Les definitions de la seconde

Comme on vient de le voir, les calendriers astronomiques fournissent aux hommes desreperes temporels a long terme, c’est-a-dire adaptes a la description de durees comparables

1. C’est ce qui explique que le mois de Ramadan, pendant lequel les musulmans doivent respecter desregles de vie strictes, se decale chaque annee et ne tombe jamais a la meme date par rapport a notrecalendrier.

2. Livre fondateur de la religion juive.


a la duree de vie des individus voire meme des civilisations. L’astronomie fournit aussides reperes a court terme, susceptibles de cadencer la vie quotidienne jusque dans sesevenements les plus brefs.

L’utilisation de phenomenes astronomiques pour definir des etalons de temps a durejusqu’au milieu du XXeme siecle. Jusqu’a cette epoque, La seconde etait definie comme la86400eme partie du jour solaire moyen, c’est-a-dire la moyenne annuelle de l’intervalle detemps separant deux passages consecutifs du Soleil a son point culminant dans le ciel. Ladivision du jour solaire moyen en 24 heures de 60 minutes de 60 secondes est un heritagede l’epoque antique. Cette definition de la seconde basee sur le mouvement de rotationde la Terre a cesse d’etre pleinement satisfaisante lorsque la precision des theories et desmesures astronomiques eut atteint un niveau suffisant pour permettre la mise en evidence,en 1952, de tres legeres irregularites dans les mouvements de la Terre.

Il est a remarquer que la definition de la seconde a conduit indirectement a la definitiond’une unite de longueur, bien avant que la notion de vitesse de la lumiere ne soit bienmaıtrisee. En effet, avec l’avenement de l’horlogerie mecanique, les horlogers ont essaye derealiser des balanciers dont la demi-periode soit aussi proche que possible de la seconde.La longueur d’un tel balancier a ete une des premieres definitions du metre, et egalementdu yard anglais (0.9144m).

Le balancier, base de l’horlogerie mecanique, est un des exemples de realisation materiellenon astronomique de l’etalon de temps. Ce genre de realisation permet une utilisation pluscommode de l’etalon pour la mesure courante du temps, a condition que la mesure ne porteque sur des durees relativement courtes. En effet, ce genre d’etalon secondaire mecaniquen’a ni la precision ni la stabilite a long terme que peut posseder l’etalon astronomique. Ilen fut de meme pour tous les autres mecanismes de mesure du temps concus par l’hommea partir de phenomenes physiques non astronomiques dependant du temps (clepsydres,sabliers, oscillateurs mecaniques...), et ce, jusqu’a l’epoque moderne qui vit le triomphe dela physique du solide et de la physique atomique. En effet, seuls les systemes qui utilisentles vibrations des atomes comme base de temps arrivent a rivaliser avec la precision et lastabilite des etalons de temps astronomiques. C’est en 1955, au National Physical Labora-tory (Grande-Bretagne), que L. Essen et J.V.L. Parry reussirent a construire le premieretalon de temps atomique suffisamment fiable, precis et stable pour detroner les etalonsastronomiques.

Actuellement, depuis la treizieme Conference Generale des Poids et Mesures de 1967,la seconde est definie comme la duree de 9 192 631 770 periodes d’oscillation de la radiationemise ou absorbee par un atome de Cesium 133, lors d’une transition entre les niveauxhyperfins de son etat fondamental. Cette definition de la seconde est liee a un atome donton se sert comme diapason en quelque sorte. Elle s’est averee plus precise et surtout plusstable dans le temps que les definitions astronomiques. Cette nouvelle definition de laseconde allait conduire, lors de la quatorzieme Conference Generale des Poids et Mesuresen octobre 1971, a la definition d’une nouvelle echelle de temps : le Temps AtomiqueInternational.

4.1.3 Les echelles de temps

Il existe plusieurs manieres de definir “l’heure qu’il est” en astronomie. Elles sont baseessur des phenomenes physiques recurrents comme la rotation de la Terre par rapport auSoleil ou aux etoiles fixes, ou encore comme la vibration d’un atome. Nous allons decrireci-apres les plus courantes, en omettant d’autres echelles de temps tout aussi importantes,


mais a usage plus professionnel. Comme pour la question des calendriers, le lecteur curieuxtrouvera interet a la consultation de la reference [1].

Dans ce qui suit, on se placera dans une vision non-relativiste (pre-Einsteinienne)de l’espace et du temps. On supposera donc que le temps existe et qu’il est defini demaniere unique pour tout observateur, quelquesoit sa position, sa vitesse, et les conditionsphysiques dans lesquelles il se trouve. Cette nature universelle de la notion de temps a eteserieusement remise en cause en 1905 par la theorie de la Relativite Restreinte d’AlbertEinstein, et plus profondement encore par la theorie de sa Relativite Generale (1916). Parsoucis de simplicite, nous ne rentrerons pas non plus dans les considerations philosophiquessur l’existence et le bien fonde du concept meme de temps. Nous nous bornerons a donnerun sens a la notion de mesure du temps, donc de reperage dans le temps d’un evenement.

Notions de base

Le reperage d’un evenement dans le temps necessite de definir une echelle de temps,c’est-a-dire un phenomene physique accessible, qui depende du temps d’une maniereconnue aussi precisement que possible, et auquel on puisse comparer l’intervalle separantdeux evenements. Generalement, l’etat du phenomene physique en question peut etredecrit par une grandeur angulaire, exprimee en radians (l’angle de rotation de quelque-chose, ou la phase d’une vibration), qui doit croıtre aussi lineairement et regulierementque possible avec le temps. La mesure de l’intervalle de temps separant deux evenementsse ramene ainsi a une mesure d’angle, ou plutot a une mesure de la variation de l’angle enquestion entre les deux evenements. Notons que pour passer de la mesure d’un intervalle detemps a la mesure d’une date absolue, il suffit de disposer d’un evenement origine auquelon attribue la date 0.

NOTA : L’utilisation des angles pour mesurer le temps a conduit a une ambiguite de langage qui gene

parfois la comprehension et peut preter a confusion. Il est en effet frequent d’anoncer la mesure de certains

angles, non pas en radians, en grades ou en degres, mais en heures, sur la base de l’equivalence suivante

360o ↔ 24heures, soit 15o pour 1h. Cette utilisation d’une unite apparentee au temps pour mesurer un

angle est une consequence directe du fait que l’angle de rotation apparent du Soleil par rapport a un lieu

terrestre a longtemps servi a mesurer le temps sur la base d’un tour pour 24 heures. Plus genant encore,

on utilise le systeme sexagesimal des Babyloniens pour subdiviser le degre en 60 minutes, et la minute en

60 secondes. Or, on fait de meme pour l’heure, qu’elle soit vue comme une unite de temps ou d’angle :

l’heure est elle aussi divisee en 60 minutes de 60 secondes. Il est donc imperatif, quand on annonce la

valeur d’un angle en minutes, de preciser s’il s’agit de minutes d’arc (un soixantieme de degre), ou d’une

minute d’heure (un soixantieme d’heure). Il en est bien sur de meme pour les secondes. Il existe donc deux

notations ecrites distinctes pour eviter les confusions : un angle exprime en degres s’ecrira par exemple :

4o 21′ 37′′, alors qu’un angle exprime en heures s’ecrira : 1h 23m 56s (voir Section 1.1).

Plus la croissance de l’angle associe a une echelle de temps est lineaire (c’est-a-direreguliere) avec le temps, plus l’echelle de temps sera precise. Pour mettre en evidenceexperimentalement les irregularites d’une echelle de temps, il faut disposer d’une autreechelle de temps “reputee plus precise”. C’est la connaissance approfondie des lois phy-siques qui gouvernent les phenomenes physiques sous-jacents a chaque echelle de temps,qui permet de dire qu’une echelle de temps est plus precise qu’une autre.

Il existe de nombreuses echelles de temps differentes, basees sur differents angles. Ondecrit ci-apres quelques echelles de temps parmi les plus utilisees.


Le Temps solaire vrai local

Le temps solaire vrai local en un lieu terrestre donne et a un instant donne est definicomme etant l’angle horaire du Soleil en ce lieu et a cet instant, exprime en heures, minuteset secondes sur la base 24h ⇔ 360o. L’angle horaire du Soleil est defini comme l’angle entrele plan meridien du lieu et le plan contenant l’axe de la Terre et le Soleil a l’instant enquestion. Cet angle est compte positivement quand le Soleil est a l’Ouest du plan meridiendu lieu ; il vaut 00 heure au midi solaire vrai, c’est-a-dire quand le Soleil passe dans le planmeridien du lieu.

A condition d’y ajouter 12h (pour qu’il soit 12 heure et non 00 heure lors du midisolaire), ce temps est celui donne par la plupart des cadrans solaires astronomiques.

Ce temps est qualifie de “solaire” parce qu’il est directement lie au mouvement apparentdu Soleil. Il est “local” en ce sens qu’il est relatif au meridien du lieu terrestre d’observation(le midi solaire vrai a Greenwich se produit 29min 12 sec plus tard qu’a Nice). Il est enfinqualifie de “vrai” car il n’est pas corrige de ses irregularites. En effet, l’intervalle de tempsentre deux passages du Soleil au meridien d’un meme lieu ne vaut pas toujours exactement24h. Cette irregularite est due a la fois au fait que la Terre tourne autour du Soleil sur uneorbite elliptique et non circulaire, et au fait que l’axe de rotation de la Terre sur elle-memen’est pas perpendiculaire au plan de son orbite. En quelque sorte, le temps solaire vraiest un temps qui ne s’ecoule pas regulierement. C’est la raison pour laquelle l’heure luedirectement sur un cadran solaire, sans appliquer autre chose que des corrections de fuseauhoraire, semble entachee d’erreurs pouvant depasser 15 minutes.

Le temps solaire moyen local

C’est le temps solaire vrai, debarrasse par effet de moyenne des irregularites annuellescitees ci-dessus. Ce serait l’angle horaire du Soleil si l’orbite terrestre etait rigoureusementcirculaire, et si l’axe de rotation de la Terre sur elle-meme etait perpendiculaire au planecliptique, au lieu d’etre incline de 23o 26′.

Cette irregularite, ou plus precisement la difference “temps solaire moyen − tempssolaire vrai” porte le nom d’Equation du Temps. La figure 4.1 donne la valeur de cettecorrection au cours de l’annee. On constate qu’elle oscille en gros entre −16 minutes et+14 minutes, ce qui n’est pas negligeable. C’est cette correction qu’il faut ajouter a lalecture d’un cadran solaire astronomique pour obtenir le temps solaire moyen, duquel ontire l’heure legale (celle des montres et horloges) par adjonction de la longitude ouest dulieu (soustraction de la longitude Est) et de la correction de fuseau horaire (en Francemetropolitaine, +1h en hiver et +2h en ete).

Le temps civil local

C’est le temps solaire moyen local augmente de 12h, pour que le passage du Soleil aumeridien se situe aux environs de 12 heure au lieu de 00 heure.

Le temps universel UT

C’est le temps civil du meridien de Greenwich. Le vocable “Temps Universel” etl’abreviation “UT” ont ete standardises par l’UAI (Union Astronomique Internationale),en remplacement du vocable “Greenwich Mean Time” et de son abreviation “GMT” dontl’usage est a proscrire.


01/0

111

/01

21/0

131

/01

10/0

220

/02

02/0

312

/03

22/0

301

/04

11/0

421

/04

01/0

511

/05

21/0

531

/05

10/0

620

/06

30/0

610

/07

20/0

730

/07

09/0

819

/08

29/0

808

/09

18/0

928

/09

08/1

018

/10

28/1

007

/11

17/1

127

/11

07/1

217

/12

27/1

2

date

+15+14+13+12+11+10+09+08+07+06+05+04+03+02+01

0-01-02-03-04-05-06-07-08-09-10-11-12-13-14-15-16-17

(minutes)

Figure 4.1 – L’Equation du Temps (correction a ajouter au temps solaire vrai pour obtenir letemps solaire moyen).


Le temps universel UT1

C’est une variante du temps universel UT, dont la definition est identique a celle deUT, a ceci pres que la notion de meridien qui intervient dans la definition fait referenceau veritable axe de rotation instantane de la Terre et non a un axe moyen.

Le temps atomique international TAI

C’est une echelle de temps qui n’est pas definie astronomiquement, mais atomiquement.Le phenomene physique qui definit le TAI n’est plus la rotation d’un corps celeste, maisla vibration de l’atome de Cesium 133 (voir Section 4.1.2). C’est l’echelle de temps la plusreguliere et la plus stable actuellement realisable.

Le temps universel coordonne UTC

La rotation de la Terre sur elle-meme est progressivement ralentie a cause de la dis-sipation visqueuse d’energie due aux mouvements de maree. De ce fait, la duree du joursolaire moyen augmente d’environ 1.78ms/siecle. Il s’en suit que le temps universel UT1semble “retarder” par rapport au temps atomique. Le Temps Universel Coordonne UTCest un artifice qui a ete introduit pour a fournir une echelle de temps qui a la stabilitedu temps atomique internationale, tout en restant au long terme en accord approximatifavec le temps UT1 d’origine astronomique. Plus precisement, le temps universel coordonneUTC n’est autre que le temps atomique international TAI, diminue d’un nombre entier desecondes pour etre toujours en accord avec le temps universel UT1 a moins d’une secondepres. Compte tenu du ralentissement lent et irregulier du temps UT1, il faut de tempsen temps retrancher une seconde supplementaire au TAI pour qu’il reste en accord ap-proximatif avec le temps UT1 d’origine astronomique. C’est l’IERS (International EarthRotation Service) qui decide quand retrancher les secondes en question. Cela s’est produitpar exemple le 1er janvier 1999 a 00h 59m 59 s, heure de Paris, ce qui conduit, depuiscette date, a un decalage total de 32 s entre le temps TAI et le temps UTC, et ce, jusqu’ala prochaine decision d’ajout d’une seconde. Le temps UTC est celui utilise par le systemede positionnement GPS (Global Positioning System). Il a la regularite metrologique dutemps atomique, tout en gardant un bon accord avec les mouvements astronomiques. Ilest a la base de la definition du temps legal dans la plupart des pays.

Le temps legal

C’est le temps universel coordonne, decale d’un nombre entier d’heures variable selonles pays, les saisons et les fuseaux horaires. En France par exemple, l’heure legale estl’heure UTC additionnee d’une heure en hiver, et de deux heures en ete.

Le temps sideral local

L’echelle de temps sideral reflete la rotation propre de la Terre sur elle-meme, indepen-damment de son mouvement orbital autour du Soleil. Plus precisement, le temps sideral aun instant donne et en un lieu terrestre donne est l’angle entre le plan meridien contenantla direction vernale (direction du Soleil lors de l’equinoxe de printemps) et le plan meridiendu lieu, exprime en heures, minutes et secondes sur la base 24h ⇔ 360o. Cet angle estcompte positivement quand le plan meridien du lieu est a l’Ouest de la direction vernale.Cette mesure du temps est directement liee au mouvement de rotation de la Terre sur

4.2. L’ESPACE EN ASTRONOMIE 71

elle-meme par rapport a une direction fixe (ou presque fixe) : la direction vernale, et nonplus par rapport au Soleil. Il faut une duree de 23h 56m 04 s pour que le temps sideralaugmente de 360o (soit 24h). Ce decalage d’environ 4 minutes par jour vient du fait quela seconde, et par consequent la minute et l’heure, ont ete definies a partir de la periode derotation moyenne de la Terre par rapport au Soleil, alors que le temps sideral fait referencea la periode de rotation de la Terre par rapport a une direction (quasi-)fixe. Le tempssideral est celui utilise pour le pointage des instruments astronomiques.

NOTA : A cause du phenomene de precession des equinoxes, la direction vernale est en faite animee d’un

lent mouvement de derive qui lui fait faire un tour complet en 25 770 ans environ. Un autre mouvement

moins ample mais plus rapide, la nutation, se superpose a la lente derive due a la precession. De ce fait, il

faut en principe preciser par rapport a quel point vernal on a mesure le temps sideral, et cela donne lieu

a plusieurs variantes de la meme echelle de temps.

4.2 L’espace en astronomie

4.2.1 Les unites de mesure des distances en astronomie

Les distances intervenant en astronomie sont immenses, au point que les unites demesure usuelles (metre, kilometre...) ne sont pas adaptees a leur description. Un certainnombre d’unites specifiquement astronomiques ont ete introduites dans ce but. On definitci-apres les plus courantes :

– l’Unite Astronomique (ua) : Elle est definie comme etant le demi-grand axe del’orbite de la Terre autour du Soleil, c’est-a-dire la moyenne de la distance maximaleet de la distance minimale de la Terre au Soleil. En 1992, l’IERS (International EarthRotation Service) a fixe sa valeur precise a : 1 ua = 149 597 870 610 m, soit environ150 millions de kilometres.

– l’Annee-Lumiere (al) : Elle est definie par la distance parcourue en une anneejulienne (365.25 jours) par la lumiere dans le vide, a la vitesse c = 299 792 458 m/s.Sa valeur est donc : 1 al = 9.460 730 472 5808 1015m, soit environ 9500 milliardsde kilometres.

– le Parsec (pc) : Il est definie comme etant la distance a laquelle on verrait unobjet de 1ua sous un angle de une seconde d’arc (la seconde d’arc est la 3600eme

partie du degre). Le mot “parsec” est la contraction de “parallaxe-seconde” (voir lasection 1.1.6 pour une definition de la notion de parallaxe). Compte tenu de la valeursprecise de l’Unite Astronomique fixee par l’IERS en 1992, la valeur du Parsec estdonc : 1 pc = 3.085 677 5807 1016 m, soit environ 31000 milliards de kilometres,Notons que la parallaxe d’une etoile est la tres legere variation annuelle de sa positionapparente due au fait qu’elle est vue, au cours de l’annee, depuis differents points del’orbite terrestre. L’astronome allemand F. Bessel fut le premier, en 1838, a mesurerla parallaxe d’une etoile (61-Cygni), et donc sa distance.

La table 4.1 donne les regles de conversion mutuelle entre le kilometre, l’Unite Astrono-mique (selon IERS 1992), l’Annee-Lumiere et le Parsec.

4.2.2 Les systemes de reperage spatial

Le reperage dans l’espace d’un objet celeste quelconque necessite que l’on definisseprecisement de maniere conventionnelle le point (origine) par rapport auquel on veutreperer l’objet, ainsi que trois directions de reference orthogonales entre elles. Notons


km ua al pc

1 km = 1 km 6.684 587 1241 10−9 ua 1.057 000 834 02 10−13 al 3.240 779 2903 10−14 pc

1 ua = 149 597 870.610 km 1 ua 1.581 250 7406 10−5 al 4.848 136 8111 10−6 pc

1 al = 9.460 730 472 5808 1012 km 63 241.077 10 ua 1 al 0.306 601 393 87 pc

1 pc = 3.085 677 5807 1013 km 206 264.806 248 ua 3.261 563 7763 al 1 pc

Table 4.1 – Table de conversion entre les diverses unites de longueur utilisees en astronomie.

qu’en general, on a coutume de privilegier une de ces trois directions, et de nommer “plande base” le plan engendre par les deux autres. Cette notion de plan de base permet dedonner des noms simples aux differents systemes de reperage utilises en astronomie. Ondecrit ci-apres les plus frequemment utilises :

– Reperage horizontal : Le plan de base est le plan horizontal du lieu d’observation.Les trois directions de reference sont respectivement la verticale locale (Zenith), leSud local et l’Est local (voir Figure 4.2). Le point d’origine est le lieu d’observation(systeme topocentrique). Dans ce repere, la position d’un point M peut etre fixeesoit par ses coordonnees cartesiennes (X,Y, Z), qui sont les projections du point Msur les trois directions de reference, soit par ses coordonnees spheriques (R, a, h) : Rest la distance de l’objet a l’origine ; a est l’azimut, mesure en degres a partir du Sud,croissant vers l’Ouest ; h est la hauteur, mesuree en degres a partir de l’horizontale,croissant vers le Zenith. Il arrive que l’on utilise non pas la hauteur h mais soncomplement a l’angle droit appele “distance zenithale”, qui est nulle au Zenith etvaut 180o au Nadir (oppose du Zenith). Notons qu’une pratique anglo-saxonne (qui segeneralise en astronomie) veut que l’on mesure l’azimut par rapport au Nord (positifverst l’Est), et non pas par rapport au Sud. Comme les deux conventions subsistentencore actuellement, il convient d’etre prudent et de verifier la conventionchoisie. Notons qu’on appelle aussi ce systeme de coordonnees le reperage alt-azimutal ou encore le reperage azimutal.

– Reperage equatorial : Le plan de base est le plan equatorial terrestre. Les troisdirections de reference sont respectivement la direction du pole Nord terrestre, la“direction vernale” 3 ou “point vernal” γ (direction “Terre→Soleil” lors de l’equinoxede printemps) et une direction orthogonale aux deux precedentes (voir Figure 4.3).Le point d’origine peut etre le centre de la Terre (systeme geocentrique) ou le lieud’observation (systeme topocentrique). Dans ce type de repere, la position d’unpoint M peut etre fixee soit par ses coordonnees cartesiennes (X,Y, Z), qui sont lesprojections du point M sur les trois directions de reference, soit par ses coordonneesspheriques (R,α, δ) : R est la distance de l’objet a l’origine ; α est l’ascension droite,mesuree a partir de la direction vernale, croissant dans le sens de rotation terrestre ; δest la declinaison, mesuree a partir de l’equateur, croissant vers le pole Nord. Il est decoutume d’exprimer l’ascension droite non pas en degres, mais en heures sur la base24h ⇔ 360o (voir la note en Section 4.1.3 sur l’utilisation de l’heure comme united’angle). La declinaison, en revanche reste traditionnellement exprimee en degres.Signalons qu’il existe deux autres variantes du reperage equatorial : le reperage ho-raire (voir Figure 4.4) et le reperage geographiques (voir Figure 4.5). Le reperagehoraire utilise une direction-origine qui n’est plus le point vernal, mais la directiondu meridien local. L’ascension droite est remplacee par l’angle horaire, mesure de

3. Le mot “vernal” vient du latin vers : le printemps.


maniere retrograde. C’est le reperage utilise pour le pointage des instruments astro-nomiques.Le reperage geographique est utilise pour le reperage de points a la surface dela Terre. Il se base sur la direction du meridien de Greenwich comme direction-origine. L’ascension droite devient la longitude et la declinaison devient la latitude.On specifie le signe de la longitude soit par les lettres “E” (Est) et “O” (Ouest), soitpar les signes, “+” et “-”. En general (mais pas toujours), le signe “+” correspondaux longitudes Est et le signe “-” aux longitudes Ouest (norme ISO 6709). La lettre“O” est parfois remplacee par “W” pour West (Ouest en anglais). Pour la latitude,le signe est specifie soit par les lettres “N” (Nord) et “S” (Sud), soit par les signes,“+” et “-”. Le signe “+” correspond aux latitudes Nord et le signe “-” aux latitudesSud.Compte tenu du fait que la Terre n’est pas spherique (et pas completement rigidenon plus), il y a des points subtiles dans la maniere precise de definir la latitude etle longitude. Ces subtilites qui relevent de la geodesie ne sont pas abordees dans cetouvrage d’introduction.

– Reperage ecliptique : Le plan de base est le plan ecliptique 4 c’est-a-dire le plande l’orbite terrestre autour du Soleil. Les trois directions de reference sont respecti-vement la direction du pole Nord ecliptique (celle des deux directions orthogonalesau plan ecliptique, qui fait le plus petit angle avec la direction du Nord terrestre),la direction vernale γ (voir definition plus haut) et une direction orthogonale auxdeux precedentes (voir Figure 4.6). Le point d’origine peut etre le centre du So-leil (systeme heliocentrique), le centre de la Terre (systeme geocentrique) ou memele lieu d’observation (systeme topocentrique). Dans ce type de repere, la positiond’un point M peut etre fixee soit par ses coordonnees cartesiennes (X,Y, Z), quisont les projections du point M sur les trois directions de reference, soit par sescoordonnees spheriques (R, l, λ) : R est la distance de l’objet a l’origine ; l est lalongitude ecliptique, mesuree en degres a partir de la direction vernale, croissantdans le sens de rotation terrestre ; λ est la latitude ecliptique mesuree en degres apartir de l’ecliptique, croissant vers le Nord ecliptique.

Il existe d’autres reperages specifiques utilises dans certaines branches de l’astronomie.Nous ne les detaillerons pas ici pour ne pas alourdir l’expose.

NOTA 1 : Lorsque le reperage equatorial geocentrique se fait non plus par rapport a la direction vernale,mais par rapport a la direction du meridien de Greenwich, alors le reperage prend le nom de “reperageterrestre”. L’ascension droite et le declinaison prennent alors les noms de “longitude” et “latitude”.NOTA 2 : Lorsque le reperage equatorial topocentrique se fait non plus par rapport a la direction vernale,mais par rapport a la direction du meridien du lieu d’observation, alors le reperage prend le nom de“reperage horaire”. L’ascension droite devient “l’angle horaire” (au signe pres) et la declinaison garde sonnom.NOTA 3 : Signalons une difficulte concernant les reperages equatoriaux et ecliptiques : par suite, entreautre, de la non-sphericite de la Terre et de l’interaction Terre-Lune, la direction de l’axe de rotation de laTerre ne reste pas fixe. Elle est animee d’un mouvement lent et regulier (la precession des equinoxes) quis’effectue sur une periode approximative de 25 770 ans, et d’un mouvement oscillant plus rapide mais defaible amplitude et de moyenne nulle (la nutation). Il s’en suit que le plan equatorial et la direction vernalequi servent a definir les reperages equatoriaux et ecliptiques ne sont pas fixes. Pour pouvoir cependantcomparer les coordonnees equatoriales ou ecliptiques d’un meme corps, il faut mentionner par rapport aquel plan equatorial et quelle direction vernale sont rapportees lesdites coordonnees. Le plan equatorialde reference peut etre le plan equatorial vrai a une date donnee ou le plan equatorial moyen (debarrasse

4. Le mot “ecliptique” vient de la notion d’eclipse. Le plan ecliptique est en effet le plan dans lequeldoit se trouver la Lune pour pouvoir produire une eclipse.


du mouvement de nutation) a la meme date. De plus, la date en question peut etre la date d’observationou une date standard de reference (souvent 1900, 1950, 2000, ...). Les catalogues d’objets celestes donnenttres souvent les coordonnees equatoriales rapportees a l’equateur moyen de l’epoque 1950 ou 2000. Lesvariations par rapport a la date d’observation doivent etre prises en compte si une certaine precision surα et δ est requise.


Plan Horizontal

Sud

Zenith

Est

O(Lieu d’observation)

M

a

h+

LE REPERAGE HORIZONTAL

a : Azimut (en degrés, minutes et secondes).

h : Hauteur (en degrés, minutes et secondes).

NOTA:

Le repérage horizontal est généralement topocentrique.

L’origine d’azimut peut être soit le Sud soit le Nord géographique."I

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J.P

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CA

, CN

RS

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8

Figure 4.2 – Le reperage horizontal topocentrique. La fleche courbe accompagnee du signe “+”precise la convention de signe pour l’azimut (convention non trigonometrique).


TerrePlan Equatorial

γ

(Point vernal)

Pôle Nord

M

α

δ+

LE REPERAGE EQUATORIAL

α : Ascension droite (en heures, minutes et secondes).

δ : Déclinaison (en degrés, minutes et secondes).

NOTA:

Le repérage équatorial peut être géocentrique ou topocentrique.

"Int

rodu

ctio

n à

l’Ast

rono

mie

", J

.P. R

ivet

, OC

A, C

NR

S, 1

998

Figure 4.3 – Le reperage equatorial geocentrique. La fleche courbe accompagnee du signe “+”precise la convention de signe pour l’ascension droite.



Méridien local (Sud)

Pôle Nord

M

H

δ+

LE REPERAGE HORAIRE

H : Angle horaire (en heures, minutes et secondes).

δ : Déclinaison (en degrés, minutes et secondes).

NOTA:

Le repérage horaire peut être géocentrique ou topocentrique.

"Int

rodu

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n à

l’Ast

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mie

", J

.P. R

ivet

, OC

A, C

NR

S, 2

003

Figure 4.4 – Le reperage horaire geocentrique. C’est une variante du reperage equatorial, dontla direction-origine dans le plan equatorial est celle du meridien local et non plus du point vernal.La fleche courbe accompagnee du signe “+” precise la convention de signe pour l’angle horaire(convention non trigonometrique).



Méridien de Greenwich

Pôle Nord

M

Lo

La+

LE REPERAGE GEOGRAPHIQUE

Lo : Longitude (en heures, minutes et secondes).

La : latitude (en degrés, minutes et secondes).

NOTA:

Le repérage géographique est toujours géocentrique.

"Int

rodu

ctio

n à

l’Ast

rono

mie

", J

.P. R

ivet

, OC

A, C

NR

S, 2

003

Figure 4.5 – Le reperage geographique. C’est encore une variante du reperage equatorial, reserveen general au reperage de localites a la surface de la Terre. La direction-origine est celle du meridiende Greenwich. La fleche courbe accompagnee du signe “+” precise la convention de signe pour lalongitude (convention trigonometrique).


SoleilPlan Ecliptique

γ

(Point vernal)

Nord écliptique

Nord

Sud

Terre

M

λ+

LE REPERAGE ECLIPTIQUE

: Longitude écliptique (en degrés, minutes et secondes).

λ : Latitude écliptique (en degrés, minutes et secondes).

NOTA:

Le repérage écliptique peut être héliocentrique, géocentriqueou topocentrique.

"Int

rodu

ctio

n à

l’Ast

rono

mie

", J

.P. R

ivet

, OC

A, C

NR

S, 1

998

Figure 4.6 – Le reperage ecliptique heliocentrique. La fleche courbe accompagnee du signe “+”precise la convention de signe pour la longitude ecliptique.

4.3. SYNTHESE 85

4.3 Synthese

Les calendriers

Les calendriers sont des systemes de reperage temporel a long terme, bases sur desdivisions du temps en jours, mois et annees. Ces divisions doivent reposer sur des nombresentiers pour etre “facilement” utilisables (un nombre entier de mois par an et de jourspar mois). Pour des raisons civiles et/ou religieuses, les calendriers doivent aussi restersynchronises par rapport aux rythmes astronomiques (la recurrence du midi solaire, de lanouvelle lune et des equinoxes). Ces trois rythmes astronomiques fondamentaux n’etantpas multiples les uns des autres, il est necessaire d’introduire des irregularites dans la suc-cession des jours, mois et annees pour garantir ce synchronisme. Il existe de tres nombreuxcalendriers, parmi lesquels :

– Le calendrier julien : en vigueur en occident de -45 a 1582. C’est un calendriersolaire seulement (pas de synchronisation entre les mois et les lunaisons). Il est basesur des cycles de 4 ans comportant 3 annees ordinaires de 365 jours et une anneebissextile de 366 jours. Les millesimes divisibles par 4 sont bissextiles.

– Le calendrier gregorien : issu de la reforme calendaire du pape Gregoire XIII,il est en vigueur depuis 1582. Il est actuellement le calendrier civil dans la majeurepartie du monde industrialise. Il est base sur des cycles de 400 ans comportant97 annees bissextiles et 303 annees ordinaires. Les annees bissextiles sont celles ducalendrier julien, sauf les millesimes divisibles par 100 sans l’etre par 400, qui nesont pas bissextiles, alors qu’ils l’auraient ete selon le calendrier julien.

– Le calendrier musulman : C’est un calendrier lunaire seulement (pas de syn-chronisation entre les annees du calendrier et le cycle des saisons). L’origine de cecalendrier est l’Hegire en l’an 622 de l’ere chretienne.

– Le calendrier hebraıque : C’est un calendrier luni-solaire qui reste synchrone avecle cycle des lunaisons et avec le cycle des saisons, au prix d’une certaine complexite.La date origine de ce calendrier est la date presumee de la Creation du Monde selonla Torah, soit en −3761 de l’ere chretienne.

Les echelles de temps

Une echelle de temps est un phenomene physique caracterise par un angle qui croıt aussiregulierement que possible avec le temps, et qui puisse etre utilise pour mesurer l’intervallede temps qui separe deux evenements. La valeur de l’angle est alors annoncee en heureset subdivisions sexagesimales plutot qu’en degres, selon l’equivalence 360o ↔ 24h. Onrappelle ci-apres les principales echelles de temps :

– Le temps solaire local vrai : l’angle utilise est l’angle horaire du Soleil, c’est-a-dire l’angle entre le plan contenant l’axe des poles terrestres et passant par le Soleil,et le plan contenant ce meme axe et le lieu d’observation (plan meridien local).

– Le temps solaire local moyen : l’angle utilise est l’angle horaire du Soleil,moyenne sur une annee. Par cette moyenne, l’angle en question est debarrasse desirregularites periodiques dues a l’ellipticite de l’orbite terrestre, et a l’inclinaison del’axe des poles. Jusqu’en 1967, la seconde de temps etait definie comme la 86400eme

partie du jour solaire moyen.– Le temps universel (UT) : c’est le temps solaire moyen sur le meridien de Green-

wich, qui sert de reference de longitude.


– Le temps universel (UT1) : c’est une variante du temps universel, pour laquellel’angle horaire est mesure autour de l’axe de rotation instantane de la Terre.

– Le temps atomique international (TAI) : l’angle utilise n’est plus d’origine as-tronomique. C’est l’angle de phase de la vibration emise par un atome de Cesium 133.C’est l’echelle de temps la plus stable connue actuellement. Depuis 1967, la secondede temps n’est plus definie astronomiquement, mais par rapport a la periode de cettevibration atomique.

– Le temps universel coordonne (UTC) : C’est le TAI, auquel on a retranche unnombre entier de secondes (32 actuellement) pour qu’il reste a moins d’une secondedu temps universel UT1. C’est l’heure legale de l’horloge parlante.

– Le temps sideral local : l’angle utilise est l’angle entre le meridien local et unedirection fixe (ou presque), appelee direction vernale.

Les unites de mesure de distance en astronomie

– l’Unite Astronomique (ua) : c’est le demi-grand axe de l’orbite terrestre, soit1ua = 150 106 km environ.

– L’Annee-Lumiere (al) : c’est la distance parcourue par la lumiere en un an, soit1 al = 9.5 1012 km environ.

– le Parsec (pc) : c’est la distance a laquelle on verrait le demi-grand axe de l’orbiteterrestre sous un angle de 1 seconde d’arc, soit 1 pc = 31 1012 km environ.

Les systemes de reperage spatial

Un systeme de reperage spatial est caracterise par un plan de reference oriente, unpoint-origine et une direction-origine dans ce plan. Un point est alors repere par sa dis-tance a l’origine, et par deux angles. Le repere est topocentrique si son origine est le lieud’observation, geocentrique si c’est le centre de la Terre, ou heliocentrique si c’est le centredu Soleil. Les principaux types de reperes sont :

– Le reperage horizontal : le plan de reference est le plan horizontal local. Ladirection-origine est le sud local. Les deux angles sont l’azimut a et la hauteur h.

– Le reperage equatorial : le plan de reference est le plan de l’equateur terrestre.La direction-origine est la direction vernale. Les deux angles sont l’ascension droiteα et la declinaison δ.

– Le reperage ecliptique : le plan de base est le plan ecliptique (plan de l’orbite ter-restre). La direction-origine est la direction vernale. Les deux angles sont la longitudeecliptique l et la latitude ecliptique λ.

Chapitre 5

Les bases de la mecanique celeste

La mecanique celeste est la discipline qui traite des mouvements des corps celestes, etplus particulierement, des corps du systeme solaire. L’etude de ces mouvements necessiteque l’on connaisse deux choses : d’une part les causes de ces mouvements, c’est-a-dire lesforces en presence, et d’autre part les lois physiques qui relient les causes (les forces) auxeffets (les mouvements), c’est-a-dire les principes fondamentaux de la mecanique.

Dans ce qui suit, on decrit les forces (interactions fondamentales) presentes dans lanature, ainsi que les lois de la mecanique de Newton et Galilee. On rappelle ensuite les loisde kepler, puis on les demontre en appliquant les lois de la mecanique au cas simple d’uneparticule ponctuelle soumise exclusivement au champ de gravite d’une autre particuleponctuelle fixe (probleme dit “a un corps”). On etend ensuite le meme raisonnement aucas ou les deux particules ponctuelles sont mobiles (probleme dit “a deux corps”). Ontermine par quelques idees sur le cas plus realiste de plusieurs particules mobiles nonponctuelles et en interaction.

5.1 Les interactions fondamentales

Dans l’etat actuel des connaissances, on admet qu’il existe dans la nature quatre inter-actions fondamentales 1 qui jouent chacune un role particulier dans l’equilibre de la nature.En voici la liste :

– L’interaction forte : Elle agit au niveau des constituants de la matiere nucleaire,c’est-a-dire sur des distances tres courtes, de l’ordre de la taille des protons et neu-trons qui constituent les noyaux des atomes. C’est cette interaction qui est respon-sable de la cohesion des nucleons (protons et neutrons) dans les noyaux atomiques,en empechant les protons de se separer sous l’effet de la repulsion electrostatiqueenorme qui existe entre deux particules tres proches et de meme charge. Sans cetteinteraction, les noyaux, donc les atomes et donc toute la matiere structuree de sau-raient exister.

– L’interaction faible : Elle est responsable de la radioactivite β. Sa portee est en grosmille fois plus faible que celle de l’interaction forte, et son intensite un million defois plus faible approximativement.

– L’interaction electromagnetique : Elle est de portee infinie et agit entre toutes les

1. On sait maintenant qu’en fait, deux de ces interactions sont parentes, comme si l’une et l’autren’etaient que deux apparences d’une meme interaction encore plus fondamentale. Pour simplifier l’expose,on considerera ces deux interactions comme independantes.

87

88 CHAPITRE 5. LES BASES DE LA MECANIQUE CELESTE

particules chargees. C’est cette interaction qui est responsable de la cohesion desatomes (noyau positif et electrons negatifs), et indirectement de la cohesion desmolecules, des interactions attractives ou repulsives entre molecules (forces de vander Waals) et donc de la coherence de la matiere macroscopique telle que nousla connaissons. Sans cette interaction, les atomes ne garderaient pas leur cortegeelectronique, et ne pourraient donc pas donner lieu a de la matiere consistante et aune chimie.

– L’interaction gravitationnelle : Elle est de portee infinie et agit sur toutes les parti-cules massives 2 A l’echelle atomique ou moleculaire, cette interaction est totalementnegligeable en general par rapport a l’interaction electromagnetique. En revanche, al’echelle d’objets macroscopiques non charges, elle devient predominante. C’est cetteinteraction qui nous lie a la Terre en nous rendant pesants ; c’est aussi elle qui est res-ponsable de la cohesion du systeme solaire, et d’une maniere generale de la cohesionde l’Univers a grande echelle. Sans cette interaction, les etoiles ne pourraient pas seformer, et l’Univers serait une mixture homogene et froide d’hydrogene et d’helium.

Pour comparer plus quantitativement ces quatre interactions, on va donner une formemathematique unique a leur effet. La forme en question n’est qu’une approximation dite“approximation statique newtonienne”. On quantifiera donc l’effet d’une interaction parl’energie potentielle V (r) qu’elle confere a un couple de particules ecartees d’une distancer. Au moins a un certain niveau d’approximation, les quatre interactions produisent uneenergie potentielle V (r) de la forme :

V (r) = hcα1

re−

rλ .

Dans cette expression, h = h/2π = 1.054 10−34 kgm2 s−1 est la constante de Planck et c =299 792 458 ms−1 est la vitesse de la lumiere dans le vide. Le coefficient α est un nombresans dimension appele constante de structure, qui depend de l’interaction consideree, eteventuellement des particules interagissantes, et qui mesure la “force” de l’interaction. Lecoefficient λ a la dimension d’une longueur : c’est la portee de l’interaction 3. Si, commeon le fait en physique des particules, on assimile une interaction a une sorte d’echanged’une particule messagere appelee boson intermediaire, alors la portee de l’interaction estdirectement liee a la masse m de son boson intermediaire par la relation :

λ =h

mc.

Ayant defini la force (constante de structure) α et la portee λ des interactions, on peutdresser un tableau recapitulatif et comparatif des quatre interactions (Table 5.1).

Dans tout ce qui va suivre, on concentrera l’effort sur la mecanique celeste, domainepour lequel seule l’interaction gravitationnelle entre en jeu. On exprimera comme suit laforce gravitationnelle Fa→b exercee par une particule ponctuelle A de masse ma sur uneparticule ponctuelle B de masse mb :

Fa→b = −G mamb

r2ua→b, (5.1)

2. En fait, selon la theorie de la Relativite Generale, la gravitation serait meme susceptible d’agir surles photons, reputes de masse nulle, en courbant leurs trajectoires. C’est l’effet de lentille gravitationnelle.

3. Si la portee λ est infinie, comme dans le cas des interactions electromagnetiques et gravitationnelles,alors le terme exponentiel disparaıt et l’on retrouve la forme habituelle en 1/r.

5.2. LA MECANIQUE DE NEWTON ET GALILEE 89

Forte Faible Electromag. Gravitation

Boson int. Π W±, Zo Photon Graviton ( ?)

Masse ≃ 140 MeV ≃ 100 GeV 0 ( ?) 0 ( ?)

λ ≃ 1.4 10−15 m ≃ 2 10−18 m ∞ ∞

α 10 10−5 1137 ≃ 6 10−39

Role Cohesionnucleaire

Radioactivite β Coherence de lamatiere, chimie

Coherence del’Univers

Table 5.1 – Tableau comparatif des quatre interactions fondamentales. La constante de structureα est donnee pour une paire de protons dans les cas de l’interaction electromagnetique, et del’interaction gravitationnelle.

ou ua→b est le vecteur unitaire pointant de A vers B, ou r est la distance de A a B, et ou Gest la constante de gravitation universelle : G = 6.672 10−11 kg−1m3 s−2. La formule (5.1)est connue sous le nom de “formule de Newton”, car elle a ete etablie par Newton lors qu’ileut compris que la force qui attire une pomme a terre et la force qui attire la Lune vers laTerre pour lui donner un mouvement circulaire et non rectiligne, sont une seule et memeforce, qui s’exerce universellement entre deux corps massifs quelconques. Pour etre precis,il aurait fallu appeler masses gravitationnelles les coefficients ma et mb qui interviennentdans l’expression (5.1) de la force de gravitation.

5.2 La mecanique de Newton et Galilee

Tout ce qui va suivre se placera dans le cadre de la mecanique classique de Newton etGalilee. Il ne sera fait usage ni de la Theorie de la Relativite d’Einstein, ni des conceptsde la mecanique quantique.

Pour enoncer de maniere condensee et moderne les lois de la mecanique classique, ilconvient d’abord de definir la notion de referentiel, puis de referentiel galileen, et enfind’enoncer les lois de la mecanique de Newton dans un referentiel galileen quelconque.

5.2.1 La notion de referentiel

On appellera referentiel tout ensemble physique constitue par une horloge et troisdirections materielles concourantes rigidement liees entre elles (par exemple trois aretesperpendiculaires d’une salle d’experience ou d’une voiture de train).

5.2.2 La notion de referentiel galileen

On appellera referentiel galileen ou referentiel inertiel tout referentiel dans lequel lemouvement libre d’une particule materielle (soumise a aucune force) est forcement recti-ligne uniforme.

Il est a noter que cette notion est un absolu, c’est-a-dire une abstraction mathematique.En pratique, tout comme un gaz dit “parfait” n’est parfait qu’avec une certaine precisionfinie, un referentiel dit “galileen” n’est galileen qu’avec une certaine precision, la precision


avec laquelle on arrive a s’assurer qu’un mouvement dans ce referentiel est bien rectiligneuniforme.

Un corollaire de cette definition est que si un referentiel R′ est anime d’un mouvementde translation uniforme par rapport a un referentiel galileen R0, alors le referentiel R′ estlui aussi galileen

Le postulat de base de ce qu’on appelle souvent “la Relativite de Galilee” par oppositiona la Relativite d’Einstein, est que les lois de la mecanique 4 doivent etre les memes danstous les referentiels galileens.

5.2.3 Les lois fondamentales de la mecanique classique

Les lois fondamentales de la mecanique classique peuvent s’enoncer de maniere axio-matique comme suit :

1. Dans tout referentiel galileen, une particule ponctuelle soumise a une force F voitson mouvement anime d’une acceleration a proportionnelle a la force F . Le facteurde proportionnalite m tel que :

F = ma, (5.2)

sera appele la masse inertielle de la particule ponctuelle.

2. Si une particule A exerce une force Fa→b sur une particule B, alors la particule Bexerce sur la particule A une force Fb→a valant exactement −Fa→b (principe d’actionet reaction).

3. Pour tout corps materiel, la masse inertielle (celle qui intervient dans l’equation (5.2))est egale a la masse gravitationnelle (celle qui intervient dans l’equation (5.1)). Cecipermet de n’employer que le mot masse pour designer les deux coefficients.

Un corollaire immediat du premier axiome est qu’une particule soumis a aucune forceexterieure aura, dans un referentiel galileen, un mouvement rectiligne uniforme.

L’egalite entre la masse inertielle et la masse gravitationnelle etait deja admise etverifiee experimentalement a l’epoque de Galilee et Newton. Elle a ete verifiee depuis avecune bien plus grande precision. Cette egalite constitue une des hypotheses fondatrices dela theorie de la Relativite Generale d’Einstein.

Formellement, les relations (5.1) et (5.2) sont suffisantes pour construire toute lamecanique celeste et expliquer les mouvements les plus subtils des corps celestes, a uneseule exception : la lente et insignifiante irregularite du mouvement de Mercure, qui, elle,releve de la theorie de la Relativite Generale.

5.3 Les lois de Kepler

Avant de se lancer dans l’application celeste des principes de la mecanique de Newton,on va rappeler les trois lois de Kepler ainsi que les circonstances de leur decouverte.

5.3.1 Rappel historique

L’astronome danois Tycho Brahe a laisse a la fin de sa vie une somme considerablede resultats d’observation concernant les mouvements des planetes et surtout de Mars.

4. Einstein, en 1905, etendra ce principe a toutes les lois de la Physique, sans les limiter a la mecanique.Ce sera une des bases de sa theorie de la Relativite Restreinte.

5.4. LE PROBLEME A UN CORPS 91

Il fit venir a lui, a Prague, le jeune astronome allemand Johann Kepler. Ce dernier pritpossession en 1601 des carnets d’observations de Tycho Brahe, et tenta de rendre comptede ses observations en appliquant dans un cadre resolument heliocentriste des concepts etdes techniques heritees de la pensee de Ptolemee et de la physique d’Aristote. Comme onle sait, ses tentatives furent vaines, mais lui permirent quand meme de remarquer dansles mouvements des planetes un certain nombre de faits marquants qui allaient devenirles trois lois de Kepler. Il publia les deux premieres en 1609 dans un ouvrage intituleAstronomia Nova, et la troisieme en 1618 dans autre ouvrage intitule Harmonice Mundi.

Ces lois sont les suivantes :

1. Les orbites des planetes sont des ellipses dont le Soleil occupe un foyer 5.

2. Le mouvement des planetes autour du Soleil est tel que le segment joignant le Soleila la planete balaye des aires egales en des temps egaux (loi des aires) 6.

3. Les periodes de revolution des planetes, elevees au carre, sont proportionnelles auxcubes des demi-grand axes de leurs orbites.

Ca n’est qu’en 1683 que Newton, aide par le mathematicien Hooke reussit a demontrerles trois lois de Kepler par l’application theorique des principes de la mecanique qu’ilvenait de decouvrir.

Dans ce qui suit, on va donner une version moderne de la demonstration des lois deKepler.

5.4 Le probleme a un corps

5.4.1 Demonstration des lois de Kepler

On se place dans un referentiel galileen R0 donne. On considere une particule ponc-tuelle de masse m, soumise a l’attraction gravitationnelle d’une autre particule ponctuellede masse M , que l’on supposera fixee au point-origine O. Le calcul simple presente ci-apres rend compte approximativement du mouvement d’une planete autour d’une etoilebeaucoup plus massive qu’elle (donc quasiment fixe).

On note r le vecteur joignant l’origine a la particule mobile, et r sa norme. La loifondamentale de la mecanique (5.2) peut alors s’ecrire comme suit :

md2r

dt2= −mMG

r2r

r, (5.3)

qui constitue l’equation du mouvement de la particule mobile. Notons que le facteur r/rqui intervient ci-dessus est le vecteur unitaire (de norme egale a 1) parallele a r.

On va commencer par montrer que la trajectoire de la particule est plane. Pour ce

faire, considerons la quantite (moment cinetique en O) σ = mr ∧ dr

dtou le symbole “∧”

designe le produit vectoriel. La derivation de σ par rapport au temps donne :

dσ

dt= mr ∧ d2r

dt2.

5. La version moderne de cette loi stipule que les orbites doivent etre des coniques planes (l’intersectiond’un cone et d’un plan). Cela permet de rendre egalement compte du mouvement de certaines cometesdont les trajectoires sont des paraboles ou des hyperboles. L’ellipse n’est qu’un cas particulier de coniqueplane.

6. Cette loi des aires, connue aujourd’hui sous le nom de “deuxieme loi de Kepler” fut historiquementla premiere decouverte.


En utilisant (5.3), on montre facilement que

dσ

dt= 0,

car r ∧ r = 0. Il s’en suit que le moment cinetique σ est un vecteur conserve, c’est-a-direqui reste constant en norme comme en direction. Comme deux vecteurs quelconques sonttoujours orthogonaux a leur produit vectoriel, le vecteur r est en permanence orthogonalau vecteur fixe σ. Par consequence, la particule mobile ne peut que se deplacer dans unplan orthogonal a la direction du moment cinetique σ et passant par O.

Ayant demontre que la trajectoire est plane, on va utiliser un reperage polaire pour laparticule mobile. On note θ l’angle dans le plan de la trajectoire, entre une direction fixearbitraire et r. Le couple (r, θ) constitue les coordonnees polaires de la particule mobile.Si on note σ le module (constant) de σ, il decoule de la definition meme de σ que :

r2dθ

dt= σ, (5.4)

ce qui n’est autre que la seconde loi de Kepler ! En effet, l’equation (5.4) peut se reecriresous forme differentielle comme suit :

1

2r2dθ =

σ

2dt,

ce qui donne, par integration entre t1 et t1+∆t, d’une part, et t2 et t2+∆t d’autre part :∫ t1+∆t

t1

1

2r2dθ =

∫ t2+∆t

t2

1

2r2dθ

et ce, quelque soit t1 ,t2 et ∆t. Or, il est facile de se convaincre que ces deux integralesrepresentent respectivement les aires balayees par r pendant une duree ∆t a partie de t1 ett2 respectivement. Il s’en suit que Les aires balayees pendant des temps egaux sont egales.

Pour etablir la premiere loi de Kepler, on projette l’equation du mouvement (5.3) surla direction radiale instantanee. Apres simplification par m, il vient :

d2r

dt2− r(

dθ

dt)2 = −GM

r2, (5.5)

Si on ne cherche qu’a determiner la nature geometrique de la trajectoire, en d’autres termessi on s’interesse plus a la fonction r(θ) qu’a la fonction r(t), alors un artifice de calcul duau mathematicien Binet permet de resoudre facilement le probleme. Cet artifice consiste aintroduire une nouvelle fonction u(θ) definie comme etant egale a 1/r(θ). En utilisant (5.4)et un peu de calcul differentiel elementaire, il est facile de montrer que :

dθ

dt= σu2, et

d2r

dt2= −σ2u2

d2u

dθ2.

L’equation (5.5) se reduit alors a :

d2u

dθ2+ u =

MGσ2

,

dont la solution la plus generale est de la forme :

u(θ) =MGσ2

+ ϵ cos (θ − θ0),


ou ϵ et θ0 sont deux constantes d’integration. En posant e = ϵσ2/MG et p = σ2

MG , onobtient pour r :

r(θ) =p

1 + e cos (θ − θ0), (5.6)

qui n’est autre que l’equation polaire la plus generale d’une conique plane 7 par rapport aun de ses foyers. Le coefficient p porte le nom de parametre de la conique, et le coefficiente le nom d’excentricite. Il s’en suit une version generalisee de la premiere loi de Kepler :Les trajectoires sont des coniques planes dont le centre attractif occupe un des foyers. Uneconique plane peut etre soit un cercle si e = 0, une ellipse si 0 < e < 1, une parabole sie = 1, ou une hyperbole si 1 < e.

L’obtention de la troisieme loi de Kepler necessite de faire un peu de geometrie surles ellipses, qui sont des coniques d’excentricite comprise entre 0 et 1. Tout d’abord, onappelle demi-grand axe la demi-somme des distances minimales et maximales entre unpoint de l’ellipse et un de ses foyers. Un simple calcul base sur la forme (5.6) montre quele demi-grand axe vaut a = p(1 − e2)−1. Or il est connu que la surface de l’ellipse vautS = πa2(1− e2)1/2, soit encore, en fonction de p et e : S = πp2(1− e2)−3/2. Compte tenude la loi des aires (premiere loi de Kepler), la periode T du mouvement (temps necessairepour un tour complet) doit valoir T = 2

σ S, soit encore T = 2πσ p2(1− e2)−3/2. On constate

alors facilement que T 2/a3 = 4π2p/σ2. En utilisant la definition de p, a savoir p = σ2/MG,on aboutit finalement a :

T 2

a3=

4π2

MG, (5.7)

ce qui peut s’enoncer sous la forme de la troisieme loi de Kepler : Les carres des periodesdes orbites des planetes croissent comme les cubes de leurs demi-grand axes.

5.4.2 Les six elements orbitaux

Autour d’un meme centre attracteur (le Soleil pour les planetes ou la Terre pour laLune et les satellites artificiels), il peut y avoir une infinite d’orbites kepleriennes. Pour lesdifferencier, on est amene a definir six nombres qui suffisent a caracteriser parfaitementune orbite donnee parmi toutes les autres. Un dessin valant mieux qu’un long discours,la figure 5.1 definit clairement ces six elements orbitaux dans le cas de l’orbite d’uneplanete autour du Soleil. Pour l’orbite d’un satellite de la Terre, le probleme est le meme ;seul change le plan de reference qui devient le plan equatorial terrestre au lieu du planecliptique. Des definitions analogues sur le principe existent aussi pour la position d’uneexoplanete autour de son etoile, ou pour la position du compagnon autour de l’etoilecentrale, dans le cas d’une etoile binaire.

7. Une conique plane est par definition l’intersection d’un cone a base circulaire et d’un plan.


SoleilPlan Ecliptique

γ

(Point vernal)

Plan Orbital

Ligne des nœuds

N1

N2

Pe

Ap

F

O

Planète

Ω

ωT

a

a.e

i

LES 6 ELEMENTS ORBITAUX

i : Inclinaison du plan orbital.

Ω : Longitude du nœud ascendant (N1).

ω : Argument du périhélie.

T : Date de passage au périhélie.

a : Demi-grand axe.

e : Excentricité.

"Int

rodu

ctio

n a

l’Ast

rono

mie

", J

.P. R

ivet

, OC

A, C

NR

S, 1

998

Figure 5.1 – Definition des six elements orbitaux qui permettent de caracteriser une orbitedonnee parmi l’infinite d’orbites possibles autour d’un meme corps attracteur. Pe et Ap designentrespectivement le perihelie et l’aphelie de l’orbite. N1 et N1 sont respectivement les nœuds ascen-dants et descendants de l’orbite. En plus des parametres purement geometriques a, e i, Ω et ω, quidefinissent l’orbite elliptique en tant que courbe dans l’espace, il faut donner un element cinematiquepour differentier differents mouvements kepleriens ayant lieu sur la meme orbite geometrique. Pourcela, on donne souvent la date T a laquelle le corps passe par son perihelie.


5.4.3 EXERCICE : La masse du Soleil (version I)

NOTA : Dans ce premier exercice, on ne tiendra pas compte de la masse des planetes,et on negligera de plus les interactions entre differentes planetes, de maniere a se ramenerau probleme a 1 corps.Le tableau ci-dessous donne la periode de revolution siderale T (en jours) et le demi-grandaxe A (en millions de kilometres) pour les huit grosses planetes du Systeme Solaire.

1. Remplir la quatrieme colonne en calculant A3/T 2 pour chaque planete.

2. En utilisant la troisieme loi de Kepler du probleme a 1 corps : A3

T 2 = GM4π2 , remplir

la cinquieme colonne en calculant la masse M du Soleil en kg. On donne : G =6.67259 10−11 m3s−2kg−1.

3. Calculer la valeur moyenne< M > et l’ecart-type√< M2 > − < M >2 des resultats

trouves.

4. Calculer la dispersion des resultats en pourcentage et conclure.

Planete T (j) A (106 km) A3/T 2 M (×1030 kg)

Mercure 87.969 57.91

Venus 224.70 108.2

Terre 365.26 149.6

Mars 686.98 227.94

Jupiter 4332.71 778.33

Saturne 10759.50 1427.0

Uranus 30688.5 2869.6

Neptune 60182.3 4496.6

Valeur moyenne de M :

Ecart-type de M :

Dispersion relative (en %) :


SOLUTION


Mercure 87.969 57.91 25.09582 1.98902

Venus 224.70 108.2 25.08855 1.98844

Terre 365.26 149.6 25.09519 1.98897

Mars 686.98 227.94 25.09420 1.98889

Jupiter 4332.71 778.33 25.11725 1.99072

Saturne 10759.50 1427.0 25.10081 1.98942

Uranus 30688.5 2869.6 25.09070 1.98861

Neptune 60182.3 4496.6 25.10240 1.98954

Valeur moyenne de M : 1.98920

Ecart-type de M : 0.00067

Dispersion relative (en %) : 0.033%

La dispersion, faible mais mesurable, de ces valeurs de M provient essentiellement desinfluences mutuelles entre les planetes, ainsi que de la masse des planetes qui a ete negligeepar rapport a la masse du Soleil pour se placer dans le cadre du probleme a 1 corps.

5.5. LE PROBLEME A DEUX CORPS 99

5.5 Le probleme a deux corps

Quand il ne s’agit plus d’une planete en orbite autour d’une etoile beaucoup plusmassive, mais d’une paire d’etoiles de masses comparables qui se tournent autour (etoilesdoubles), le modele simple “a un corps” de la section 5.4 cesse d’etre applicable. En effet,on ne peut plus considerer le corps attracteur comme fixe. On est alors amene a traiter leprobleme dit “a deux corps”, qui prend en compte les mouvements des deux corps sansen considerer un comme attracteur et l’autre comme attire.

On va montrer que l’on peut tres simplement se ramener au probleme a un seul corpspar un artifice algebrique simple. Appelons A et B les deux corps en question, dont lesmasses sont respectivement ma et mb. Notons de meme ra et rb les vecteurs-position desdeux corps par rapport a une origine quelconque. Les lois de la mecanique de Newtonappliquees a ces deux corps s’ecrivent donc :

mad2radt2

= − mambG∥ra − rb∥2

(ra − rb)

∥ra − rb∥

mbd2rbdt2

= − mambG∥rb − ra∥2

(rb − ra)

∥rb − ra∥.

(5.8)

On remarque que les expressions figurant dans le membre de droit de ces deux equationssont opposees (c’est le principe d’action et reaction ; voir la section 5.2.3). Par consequence,si on additionne membre a membre ces deux equations on obtient :

d2

dt2(mara +mbrb) = 0.

Introduisons R = mara+mbrbma+mb

le vecteur-position du centre de masse du systeme (A,B),ainsi que M = ma +mb la masse totale du systeme (A,B). L’equation ci-dessus devientalors :

Md2R

dt2= 0, (5.9)

qui n’est autre que l’equation du mouvement qu’aurait un corps de masse M soumis aune force nulle. Il en decoule immediatement que dans le cas le plus general, le centre demasse du systeme (A,B) est anime d’un mouvement rectiligne uniforme.

Considerons de nouveau le systeme d’equations (5.8), et soustrayons membre a membreles deux equations, apres les avoir divisees respectivement par ma et mb. On obtient ainsi :

d2

dt2(rb − ra) = − MG

∥rb − ra∥2(rb − ra)

∥rb − ra∥.

Introduisons le vecteur r = rb − ra qui joint le corps A au corps B, ainsi que la quantiteµ = ( 1

ma+ 1

mb)−1 que l’on nomme en general masse reduite du systeme (A,B). L’equation

ci-dessus devient alors :

µd2r

dt2= −µMG

r2r

r, (5.10)

qui est completement analogue a l’equation (5.3) du probleme a un corps (voir la sec-tion 5.4).

En resume, pour resoudre le “probleme a deux corps” pour deux objets ponctuels demasses ma et mb, il suffit de resoudre le “probleme a un corps” pour un objet fictif de


masse µ = ( 1ma

+ 1mb

)−1 soumis au champ de gravitation d’un corps attracteur fictif fixe 8

de masse M = ma +mb.La variable reduite r obeit donc aux lois de Kepler, et la variable R obeit aux lois

simples du mouvement rectiligne uniforme. On peut enfin obtenir les variables de departra et rb a partir de r et R par les relations ci-dessous :

ra = R− µma

r

rb = R+ µmb

r.

(5.11)

On a donc ramene le probleme a deux corps de masses m1 et m2 au mouvementrectiligne uniforme de leur centre de masse d’une part, et d’autre part au probleme a uncorps de masse µ = ( 1

m1+ 1

m1)−1 en orbite autour d’un centre attracteur fixe de masse

M = m1+m2. d’une particule libre et un probleme a un corps. Cette operation est souventappelee la reduction du probleme a deux corps.

8. ou du moins en mouvement rectiligne uniforme, ce qui revient au meme car on peut toujours annulerce mouvement uniforme par un simple changement de referentiel galileen.

5.5. LE PROBLEME A DEUX CORPS 101

5.5.1 EXERCICE : La masse du Soleil (version II)

NOTA : Dans ce second exercice, on tiendra compte de la masse (certes faible) desplanetes, et on negligera encore les interactions entre differentes planetes, de maniere a seramener au probleme a 2 corps.Le tableau ci-dessous donne la periode de revolution siderale T (en jours) et le demi-grand axe A (en millions de kilometres) pour les huit grosses planetes du Systeme Solaire.La masse des planetes (en ×1024 kg) est donnee entre parentheses en premiere colonne.Pour les planetes dont les satellites ont une masse notable, comme la Terre et les planetesJoviennes, c’est la masse du systeme planete-satellites qui est donnee.

1. Remplir la quatrieme colonne en calculant A3/T 2 pour chaque planete.

2. En utilisant la troisieme loi de Kepler du probleme a 2 corps : A3

T 2 = G (M+m)4π2 ,

remplir la cinquieme colonne en calculant la masse M du Soleil en kg. On donne :G = 6.67259 10−11 m3s−2kg−1.

3. Calculer la valeur moyenne< M > et l’ecart-type√< M2 > − < M >2 des resultats

trouves.

4. Calculer la dispersion des resultats en pourcentage et conclure.


Mercure (0.330) 87.969 57.91

Venus (4.868) 224.70 108.2

Terre (6.047) 365.26 149.6

Mars (0.642) 686.98 227.94

Jupiter (1899.) 4332.71 778.33

Saturne (568.6) 10759.50 1427.0

Uranus (86.84) 30688.5 2869.6

Neptune (102.5) 60182.3 4496.6

Valeur moyenne de M :

Ecart-type de M :

Dispersion relative (en %) :


SOLUTION


Mercure (0.330) 87.969 57.91 25.09582 1.98902

Venus (4.868) 224.70 108.2 25.08855 1.98844

Terre (6.047) 365.26 149.6 25.09519 1.98896

Mars (0.642) 686.98 227.94 25.09420 1.98889

Jupiter (1899.) 4332.71 778.33 25.11725 1.98882

Saturne (568.6) 10759.50 1427.0 25.10081 1.98885

Uranus (86.84) 30688.5 2869.6 25.09070 1.98853

Neptune (102.5) 60182.3 4496.6 25.10240 1.98944

Valeur moyenne de M : 1.98887

Ecart-type de M : 0.00028

Dispersion relative (en %) : 0.014%

La dispersion residuelle, apres correction de la masse des planetes, provient essentiel-lement des perturbations dues a l’influence mutuelle des planetes.

5.6. LE PROBLEME A N CORPS 103

5.6 Le probleme a N corps

Le systeme solaire ne saurait se reduire a deux corps ponctuels. En effet, les corps dusysteme solaire ne sont pas ponctuels, ni meme a symetrie rigoureusement spherique cequi reviendrait au meme. Plus grave encore, le systeme solaire compte nettement plus quedeux corps. Or, s’il on tente de poursuivre la progression qui nous a conduit du problemea un corps au probleme a deux corps, on constate que le paysage mathematique changeradicalement des que l’on arrive a trois corps, et a fortiori si on veut traiter le cas generala N corps. Certes, on sait toujours ecrire les N equations qui regissent le mouvement desN corps, puisqu’il suffit pour cela d’appliquer N fois les lois de la mecanique de Newton.Cependant, on ne sait plus resoudre les equations ainsi ecrites autrement que de maniereapprochee ou numerique. Pire encore, les travaux des mathematiciens du debut de ce siecleont montre que le comportement des solutions de ces equations pouvait dans certains casdevenir chaotique, c’est-a-dire difficile a predire au long terme, meme avec un ordinateur(un peu comme la meteorologie).

On sait cependant appliquer des methodes approchees dans les cas simples ou lesdifferentes planetes sont assez petites par rapport au Soleil et suffisamment eloignees entreelles pour que l’effet dominant sur chacune soit l’attraction du Soleil, et non les attractionsdes autres planetes. C’est le cas du systeme solaire. Dans ce cas, on peut considerer chaqueplanete comme quasiment seule avec le Soleil, et traiter l’effet des autres planetes commedes petites corrections. Les orbites des planetes obeissent alors quasiment aux lois deKepler, avec cependant d’infimes et lentes variations de la geometrie des orbites : lesparametres geometriques qui permettent de definir et de differencier les orbites (demi-grand axe, excentricite, inclinaison, orientation du grand axe, ...) sont sujets a de lentesvariations appelees termes seculaires parce qu’elles ne deviennent sensibles qu’au fil dessiecles.

Il arrive cependant, par exemple pour certains petits corps comme les asteroıdes et lescometes, que les effets infimes dus a la presence des autres corps, se cumulent par resonanceet s’amplifient pour en arriver a changer notablement l’orbite du corps, par exemple enaugmentant son excentricite. Ces modifications qui ne sont plus infimes peuvent amenerle corps a froler, voire a percuter un autre corps du systeme solaire, ce qui peut conduirea un changement complet et definitif de trajectoire (effet de rencontre proche).

Le cas du systeme Soleil-Terre-Lune est tres complexe. En effet ce systeme comporteplus de deux corps, mais surtout la Lune est suffisamment pres de la Terre pour que l’onne puisse plus considerer ni la Terre ni la Lune comme ponctuelles. Interviennent alors leseffets subtiles de maree et de precession qui rendent le mouvement lunaire bien difficile acalculer avec precision.

5.7. SYNTHESE 105

5.7 Synthese

Les interactions fondamentales

Depuis l’echelle sub-nucleaire jusqu’a l’echelle globale de l’Univers, le monde physiqueest structure par des forces qui decoulent de quatre interactions fondamentales :

– L’interaction faible : Elle est responsable de la cohesion des neutrons. Sa porteeest extremement faible (de l’ordre de 10−18m). Elle n’est donc pas directementsensible a l’echelle humaine.

– L’interaction forte : Elle est responsable de la cohesion des noyaux atomiquesmalgre la repulsion electrostatique des protons. Sa portee est tres faible (de l’ordrede 10−15m). Elle n’est donc pas directement sensible a l’echelle humaine.

– L’interaction electromagnetique : Elle est responsable de la cohesion des atomes,des molecules et cristaux, ainsi que de toutes les liaisons chimiques. Elle ne concerneque les corps charges, et peut etre attractive ou repulsive. Sa portee est infinie, cequi la rend sensible a l’echelle humaine.

– L’interaction gravitationnelle : Elle est responsable de la cohesion et de la forma-tion des objets astronomiques (etoiles, amas d’etoiles, galaxies, etc.). Elle concernetous les objets ayant une masse (d’ou son qualificatif d’attraction universelle). Elleest toujours attractive. Sa portee est infinie, ce qui la rend sensible a l’echelle hu-maine. C’est en general la seule interaction prise en compte dans le cadre de lamecanique celeste. Deux corps de masse m et M , separes par une distance r exercentl’un sur l’autre une force gravitationnelle attractive d’intensite F = GmM

r2. G est la

constante de gravitation. Elle vaut 6.67 10−11 kg−1m3s−2. Les coefficients m et Msont appeles les “masses gravitationnelles” des deux corps.

La mecanique de Newton et de Galilee

On appelle “referentiel” tout systeme de mesure de position et de temps. Un referentielest donc constitue de trois axes rigidement lies, pour la mesure de positions dans l’espace,et d’une horloge pour la mesure des dates.

La relativite de Galilee qui sert de cadre a la mecanique de Newton repose sur les axiomessuivants :

– Il existe une famille de referentiels privilegies (les referentiels galileens), definis parle fait que tout corps isole (soumis a aucune force) s’y meut en ligne droite a vitesseconstante.

– Les lois de la mecanique sont les memes dans tous les referentiels galileens.– Deux referentiels galileens quelconques sont toujours en mouvement rectiligne uni-

forme l’un par rapport a l’autre.

Les lois de la mecanique de Newton (1687) peuvent se resumer ainsi :

– Dans tout referentiel galileen, la force F subie par un corps et l’acceleration a quien resulte, verifient la relation :

F = ma.

Le coefficient m est appele la “masse inertielle” du corps.– Lorsque un corps A exerce une force F sur un corps B, ce dernier exerce une force

−F sur A (principe d’action-reaction).– La masse inertielle et la masse gravitationnelle d’un corps sont egales.


Le probleme a un corps : les lois de Kepler

On considere un corps attracteur O de masse M , suffisamment importante pour quece dernier puisse etre considere comme fixe dans un referentiel galileen. Le mouvementd’un corps ponctuel leger, soumis a la seule attraction gravitationnelle de O, obeit aux loissuivantes :

– La trajectoire du corps est une conique plane (premiere loi de Kepler, 1609).– Le rayon liant le centre attractif O au corps gravitant balaye des aires egales en des

temps egaux (deuxieme loi de Kepler, 1609).– Pour des orbites elliptiques, le demi-grand axe a et la periode de revolution T verifient

la relation :T 2

a3=

4π2

GM(troisieme loi de Kepler, 1618).

Le probleme a deux corps

Quand le corps attractif et le corps gravitant n’ont pas des masses infiniment differentes,il n’y a plus lieu de leur faire jouer un role different, et les deux objets doivent etre supposesmobiles (d’ou le nom de probleme a deux corps). Ce cas plus realiste peut se ramener auprobleme a un seul corps en remarquant que le centre de gravite G des deux corps estimmobile (dans un referentiel galileen particulier), et que le vecteur joignant les deux corpsobeit aux equations du probleme a un seul corps, a condition de remplacer la masse M ducorps attracteur par la somme des masses des deux corps.

Le probleme a N corps

Contrairement aux problemes a un et deux corps, le probleme a plusieurs corps ne peutpas se resoudre mathematiquement de maniere exacte. Dans un cas favorable comme celuidu systeme solaire, ou chaque planete subit essentiellement la force du Soleil, on traitele probleme de maniere approchee, en supposant que chaque planete decrit une orbitequasiment semblable a celle du probleme a deux corps, mais avec des parametres (demi-grand axe, excentricite, inclinaison, etc.), lentement variables dans le temps (variationsdites “seculaires”).

Chapitre 6

Le systeme solaire en quelquesimages

6.1 Vue d’ensemble

La figure 6.1 est un montage rassemblant sur la meme vue les principales planetes dusysteme solaire avec des proportions respectees.

On y distingue Mercure, Venus, la Terre et Mars, que l’on nomme “planetes telluriques”parce qu’elles ont des ressemblances structurelles avec la Terre : elles sont nettement pluspetites que les autres planetes du systeme solaire, elles ont une croute solide et ont doncune surface clairement identifiable. Elles ont un petit nombre de satellites (0, 1 ou 2).Leurs atmospheres (sauf pour Mercure qui en est depourvue) sont des atmospheres dites“secondaires”, c’est-a-dire qui sont apparues apres la formation de la planete elle-meme,par exemple par degazage des roches deja crees. Leur composition chimique ne reflete pasla composition probable du milieu protoplanetaire dans lequel est ne le systeme solaire.

L’image montre aussi Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, que l’on nomme “planetesjoviennes” parce qu’elles ont des ressemblances structurelles avec Jupiter : elle sont net-tement plus grosses que les planetes telluriques. Elles sont essentiellement gazeuses, avecdonc une frontiere floue entre la planete et son atmosphere. Les atmosphere sont dites “pri-maires” en ce sens qu’elles se sont probablement formees en meme temps que la planeteelle-meme, a partir de la matiere protoplanetaire. Leur composition chimique (essentiel-lement de l’Hydrogene moleculaire et de l’Helium) est proche de celle du milieu proto-planetaire. Elles sont entourees par des anneaux plus ou moins tenus et par de nombreuxsatellites.

Pluton figure egalement sur la vue d’ensemble, bien que depuis 2006, les astronomesmodernes ne considerent plus cet objet comme une planete, mais plutot comme un corpsde la deuxieme ceinture d’asteroıdes (la ceinture de Kuiper, externe a l’orbite de Neptune).

6.2 Vues individuelles

Les figures qui suivent contiennent une image et des donnees numeriques pour quelquescorps du systeme solaire :

– Le Soleil.– Les planetes telluriques Mercure, Venus, la Terre et Mars.

107

108 CHAPITRE 6. LE SYSTEME SOLAIRE EN QUELQUES IMAGES

– L’asteroıde Toutatis, choisi arbitrairement 1 comme representant des petits corps dela ceinture principale d’asteroıdes, situee a peu pres entre les orbites de Mars et deJupiter.

– Les planetes joviennes Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.– Pluton et son satellite Charon, choisis comme representants des corps de la ceinture

de Kuiper (au dela de l’orbite de Neptune).– La comete de Halley.

Les donnees numeriques fournies sont les suivantes :– Demi-grand axe : moyenne entre la distance maximale et minimale au Soleil (ou

a la Terre pour le cas de la Lune).– Revolution : periode de revolution siderale (par rapport aux etoiles fixes) de l’objet

autour du Soleil (ou de la Terre pour le cas de la Lune).– Inclinaison : angle entre le plan de l’orbite du corps et le plan de l’orbite terrestre

(plan ecliptique).– Excentricite : excentricite de l’orbite elliptique du corps. Plus ce nombre est voisin

de 0, plus l’orbite est circulaire. quand ce nombre s’ecarte de 0 et s’approche de 1,l’orbite elliptique devient de plus en plus allongee, et s’ecarte de plus en plus ducercle.

– Rotation : periode de rotation siderale (par rapport aux etoiles fixes) de l’objetsur lui-meme. Pour les planetes joviennes (gazeuses) qui ne tournent pas comme unsolide, la periode donnee correspond a la rotation du champ magnetique, donc de lapartie centrale du corps (systeme III). Pour le Soleil, la valeur donnee est une valeurmoyenne (la zone equatoriale tourne plus vite).

– Satellites : nombre de satellites actuellement connus, suivi de leurs noms, classesen fonction de leur masse, par ordre decroissant, et jusqu’au quatrieme seulement.

– Decouverte : nom de l’auteur de la decouverte et date (a l’exception des corpsconnus depuis l’antiquite).

– 1ere sonde : nom du premier vaisseau spatial qui se soit approche du corps ou quil’ait etudie, suivi du nom du pays createur du vaisseau et de la date des premieresdonnees.

– Masse : masse du corps hors satellites.– Rayon : rayon moyen du corps (il ne s’agit pas du rayon equatorial). Pour la comete

de Halley, il s’agit d’une estimation du rayon du noyau, hors chevelure.– Atmosphere : principaux constituants de l’atmosphere du corps, s’il en a une,

classes selon leur abondance molaire par ordre decroissant.– Temperature : temperature de surface, ou temperature de la zone visible pour les

planetes joviennes (essentiellement gazeuses). Pour le Soleil, il s’agit de la temperaturede la photosphere.

– Pression : pression atmospherique au “sol” (seulement pour les planetes telluriques(non gazeuses).

1. Raison du choix : l’asteroıde Toutatis a ete decouvert au telescope de Schmidt (Plateau de Calern)de l’Observatoire de la Cote d’Azur.

6.2. VUES INDIVIDUELLES 109

LE

S PL

AN

ET

ES

DU

SY

STE

ME

SO

LA

IRE

Mer

cure

Ven

us

Ter

re

Mar

s

Jupi

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Satu

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Ura

nusN

eptu

ne

Plut

on

Figure 6.1 – Montage photographique representant sur une meme image les principales planetesdu systeme solaire approximativement a la meme echelle.


LE SOLEIL

Luminosité :

Age :

Rotation :

Type spectral :

Sondes :

Masse :

Rayon :

Densité moy. :

Température :

3.826 1026 W

4.5 109 ans

~27 jours

G2 V

SOHO (USA), YOHKOH (Japon)

1.989 1030 kg

695 980 km

1.4 g/cm3

5500 oC

"Int

rodu

ctio

n a

l’A

stro

nom

ie",

J.P

. Riv

et, O

CA

, CN

RS,

199

8

(Pho

to: ?

)

(Sou

rce:

ftp

://se

ds.lp

l.ari

zona

.edu

/pub

/imag

es/s

un/s

un.g

if)

Figure 6.2 – Le Soleil, une etoile ordinaire.


MERCURE

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

57.9 106 km

87.97 jours

7.00 o

0.206

58.65 jours

0

Antiquité

Mariner 10 (USA, 20/03/1974)

0.330 1024 kg

2 439 km

---

-170 oC à 440 oC

---

"Int

rodu

ctio

n a

l’A

stro

nom

ie",

J.P

. Riv

et, O

CA

, CN

RS,

199

8

(Pho

to: S

onde

Mar

iner

10,

20/

03/1

974.

)

(Sou

rce:

ftp

://se

ds.lp

l.ari

zona

.edu

/pub

/imag

es/p

lane

ts/m

ercu

ry/m

ercu

ry.g

if)

Figure 6.3 – La planete Mercure.


VÉNUS

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

108.2 106 km

224.7 jours

3.39 o

0.007

-243.0 jours

0

Antiquité

Mariner 2 (USA, 14/12/1962)

4.868 1024 kg

6 052 km

CO2, N2, ...

470 oC

92 Atm

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rodu

ctio

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J.P

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CA

, CN

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lane

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be.g

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Figure 6.4 – La planete Venus.


LA TERRE

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

149.6 106 km

365.25 jours

0.0 o

0.017

23.93 heures

1 (La Lune)

---

---

5.976 1024 kg

6 371 km

N2, O2, ...

20 oC

1 Atm

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12/1

972.

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zona

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es/p

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arth

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th.jp

g)

Figure 6.5 – La planete Terre.


LA LUNE

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

0.384 106 km

27.32 jours

5.4 o

0.055

27.32 jours

0

---

Luna 1 (URSS, 02/01/1959)

0.0735 1024 kg

1 737 km

---

---

---

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rodu

ctio

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nom

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CA

, CN

RS,

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luna

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)

Figure 6.6 – La Lune.


MARS

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

227.9 106 km

686.98 jours

1.85 o

0.093

24.62 heures

2 (Phobos, Déimos)

Antiquité

Mariner 4 (USA, 14/07/1965)

0.642 1024 kg

3 390 km

CO2, N2, ...

-120 oC à 0 oC

0.008 Atm

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ctio

n a

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, CN

RS,

199

8

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zona

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es/p

lane

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mar

s1.g

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Figure 6.7 – La planete Mars.


(4179) TOUTATIS

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

375.5 106 km

3.98 ans

0.47 o

0.634

130 heures

0

C. Pollas et al. 04/01/1989

---

~ 5. 1013 kg

~ 4.6x2.4x1.9 km

---

---

---

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ctio

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CA

, CN

RS,

199

8

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12/1

992.

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4642

6.jp

g)

Figure 6.8 – L’asteroıde Toutatis.


JUPITER

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

778.3 106 km

11.86 ans

1.31 o

0.048

9.925 heures

62 en 2010 (Ganymède, Callisto, Io, Europe, ...)

Antiquité

Voyager 1 (USA, 05/03/1979)

1 899 1024 kg

69 911 km

H2, He, ...

-110 oC

---

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l.ari

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pite

r.gi

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Figure 6.9 – La planete Jupiter.


SATURNE

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

1 427. 106 km

29.46 ans

2.49 o

0.056

10.66 heures

48 en 2006 (Titan, Rhéa, Japet, Dioné, ...)

Antiquité

Voyager 1 (USA, 12/11/1980)

568.5 1024 kg

58 232 km

H2, He, ...

-140 oC

---

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Figure 6.10 – La planete Saturne.


URANUS

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

2 870. 106 km

84.01 ans

0.77 o

0.047

-17.24 heures

27 en 2010 (Titania, Obéron, Ariel, Umbriel, ...)

W. Herschel, 13/03/1781

Voyager 2 (USA, 01/1986)

86.83 1024 kg

25 362 km

H2, He, CH4, ...

-170 oC

---

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Figure 6.11 – La planete Uranus.


NEPTUNE

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

4 497. 106 km

164.8 ans

1.77 o

0.009

16.11 heures

13 en 2010 (Triton, Protée, Néréide, Larissa, ...)

U. Le Verrier, 23/09/1846

Voyager 2 (USA, 25/08/1989)

102.4 1024 kg

24 622 km

H2, He, CH4, ...

-200 oC

---

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5/08

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9.)

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lane

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if)

Figure 6.12 – La planete Neptune.


PLUTON ET CHARON

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

5 900. 106 km

247.7 ans

17.2 o

0.250

-153.3 heures

1 (Charon)

C. Tombaugh, 18/02/1930

---

0.012 1024 kg

1 195 km

CH4, N2, ...

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Figure 6.13 – Le couple Pluton–Charon.


LA COMÈTE DE HALLEY

Demi-grand axe :

Révolution :

Inclinaison :

Excentricité :

Rotation :

Satellites :

Découverte :

1ère sonde :

Masse :

Rayon :

Atmosphère :

Température :

Pression :

2685. 106 km

76.0 ans

162.2 o

0.967

---

0

E. Halley, 1682

Giotto (ESA, 1986)

~ 7. 1014 kg (?)

~ 5.5 km

---

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Figure 6.14 – La comete de Halley.

6.3. SYNTHESE 137

6.3 Synthese

Le systeme solaire regroupe l’ensemble des corps qui sont sous l’influence gravitation-nelle du Soleil, c’est-a-dire, qui sont suffisamment pres du Soleil pour ressentir le champde gravitation du Soleil plus intensement que celui des etoiles voisines.

L’essentiel des gros corps du systeme solaire tournent a peu pres dans un meme plan,a quelque degres pres, dans le meme sens, et sur des orbites presque circulaires 2.

Le systeme solaire est constitue par :– Le Soleil, etoile en milieu de vie, moderement grosse, moderement chaude (voir le

chapitre 7).– Les planetes telluriques (Mercure, Venus, la Terre, Mars), qui se caracterisent par

leur nature rocheuse, leur petite taille, leur faible nombre de satellites (0 pour Mer-cure et Venus, 1 pour la Terre, 2 pour Mars), par leur richesse en corps refractaires(silicates, metaux), et par leurs atmospheres secondaires (issue par exemple dudegazage des roches).

– La ceinture principale d’asteroıdes, qui se situe entre Mars et Jupiter. Elle regroupedes corps de petite taille (le plus gros, Ceres mesure environ 1000 km).

– Les planetes joviennes (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune), qui se caracterisent parleur nature gazeuse, leur grande taille, leur grand nombre de satellites et autres corpsgravitant (anneaux), et leur richesse en Hydrogene, Helium et en elements volatils.

– La ceinture de Kuiper, qui se situe au dela de l’orbite de Neptune (Pluton et son sa-tellite Charon en sont des membres), qui est peuplee de corps cometaires (masses deglace avec inclusions refractaires, qui se subliment lorsque leur orbite est assez ellip-tique pour les conduire pres du Soleil, ce qui produit leur fameuse chevelure ; les in-clusions refractaires liberees lors de la sublimation de la matrice de glace forment desessaims de meteorites responsables des pluies d’etoiles filantes comme les leonides,lorsque la Terre vient ulterieurement a les traverser).

– Le nuage de Oort, vaste zone a peu pres spherique d’environ 50 000ua entourant leSoleil, et peuplee probablement de quelque 100 milliards de cometes a longue periodecomme la celebre comete Hale-Bopp.

2. a l’exception de Mercure et Pluton qui ont des orbites nettement plus elliptiques et inclinees.

Chapitre 7

Le Soleil

7.1 L’etoile Soleil

Le Soleil est une etoile somme toute assez banale, parmi les 200 milliards d’etoilesque compte notre galaxie : “La Voie Lactee”. Notre galaxie est en gros un disque aplatid’environ de 15 000 parsec de rayon 1, et le Soleil se trouve a environ 8000 parsec du centrede la galaxie dans un de ses bras spiraux.

C’est bien sur l’etoile la plus proche de nous (la suivante, “Proxima Centauri” estenviron 300 000 fois plus loin). C’est donc celle que l’humanite a le plus etudie. C’est laseule qui apparaisse depuis la Terre sous la forme d’un petit disque et non sous la formed’un simple point, comme c’est le cas des autres etoiles, meme vues au travers des pluspuissants telescopes terrestres.

La temperature effective de la surface visible du Soleil est d’environ 5500oC. Cela enfait une etoile de temperature moyenne, intermediaire entre les etoiles chaudes (jusqu’a50 000oC) dont la couleur dominante tire sur le bleu, et les etoiles froides (moins de 3000oC)dont la couleur dominante tire sur le rouge.

Par sa masse et son rayon, le Soleil est aussi une etoile moyenne, intermediaire entreles geantes rouges et les naines blanches. Il est a peu pres a la moitie de sa vie, que l’onestime a 10 milliards d’annees environ.

L’œil humain, comme l’œil de la plupart des animaux, est sensible aux lumieres (ondeselectromagnetiques) dont la longueur d’onde s’echelonne entre 400 nm (violet) et 800 nm(rouge) 2. C’est ce que l’on nomme le “domaine visible”. C’est aussi dans ce domaine quele Soleil rayonne son maximum de lumiere. Cela n’est sans doute pas un hasard...

Le Soleil est une boule de gaz composee essentiellement (mais pas uniquement) d’Hydro-gene et d’Helium. Il tourne sur lui-meme, mais avec des vitesses differentes aux poles eta l’equateur (il n’est pas rigide). Il est le siege de phenomenes magnetiques extremementcomplexes.

7.1.1 Caracteristiques physiques

La table 7.1 resume quelques donnees de base sur le Soleil. Elle est forcement tresincomplete, vue l’enorme masse de donnees dont disposent les astronomes au sujet duSoleil.

1. Rappelons que le parsec est une unite de mesure de distance en astronomie qui vaut un peu plus de30 000 milliards de kilometres (voir la Table 4.1).

2. Un nm (nanometre) represente un milliardieme de metre, soit un millionieme de millimetre.

139

140 CHAPITRE 7. LE SOLEIL

Masse 1.989 1030 kg (soit environ 333 000 fois la Terre)

Diametre 1 391 960 km (soit environ 109 fois la Terre)

Distance moyenne a la Terre 149.6 106 km (soit environ 8.3 minutes-lumiere)

Diametre apparent 32′ (c’est-a-dire une piece de 1 centime d’Euro a 1.70 m)

Densite moyenne 1.409 g/cm3 (a peine plus que l’eau sur Terre)

Densite au centre 151.3 g/cm3 (beaucoup plus dense que du plomb)

Temperature de surface 5507oC

Temperature du cœur 15.57 106 oC

Age environ 4.49± 0.05 milliards d’annees

Luminosite 3.854 1026 Watt (a comparer aux 100 Watt d’une lampe)

Puissance moyenne recue sur Terre 1370 Watt/m2

Rotation a l’equateur 26.9 jours

Rotation aux poles 35 jours

Table 7.1 – Donnees physiques sur le Soleil.

7.1.2 La source de l’energie solaire

En 1842, le physicien Mayer qui fut un des fondateurs de la thermodynamique, avaitavance l’hypothese que l’energie rayonnee par le Soleil devait provenir de l’echauffementdu aux incessantes chutes de meteorites sur le Soleil. Cette idee fut bien vite abandonnee.Une idee bien plus astucieuse allait naıtre en 1853 : le physicien allemand Helmholtzimagina que le Soleil etait encore en train de se contracter a l’heure actuelle, et doncen train de chauffer tout comme de l’air que l’on comprime dans une pompe a bicyclette.Malheureusement, cette explication ne suffisait pas a expliquer l’enorme quantite d’energieque le Soleil emet depuis 4.5 milliards d’annees. Ce n’est qu’en 1926 que le physicien anglaisEddington emit l’idee qu’une reaction nucleaire transformant de l’Hydrogene en Heliumdevait se produire en permanence au cœur du Soleil. Le mecanisme nucleaire detaille futcompletement elucide en 1938 par les physiciens Bethe et Weizsacker.

C’est donc une reaction non pas chimique mais nucleaire qui convertit l’Hydrogene enHelium, liberant une fantastique energie qui est rayonnee jusqu’a nous. C’est une reactionqui est voisine de celle qui se produit dans la bombe atomique thermonucleaire dite “bombeH”, aux effets devastateurs bien connus. Cette reaction nucleaire produit aussi une grandequantite de neutrinos, qui sont des particules elementaires extremement tenues, difficilesa detecter, et qui peuvent traverser la matiere sans etre absorbes. A grand renfort dedetecteurs geants, on est parvenu a les detecter a leur arrivee sur Terre, ce qui nous arenseigne sur les conditions physiques qui regnent au cœur du Soleil.

Il est important a ce stade de preciser quelques ordres de grandeur : A chaque seconde,600 millions de tonnes d’Hydrogene sont transformes en Helium au cœur du Soleil. Sur ces600 millions de tonnes, un peu plus de 4 millions de tonnes sont convertis en energie pure,selon la celebre loi d’equivalence de la masse et de l’energie due a Einstein : E = mc2, cequi conduit a une puissance emise de 3.8 1026 W . Cette fabuleuse energie transite vers lasurface du Soleil par differents mecanismes que l’on detaille dans la suite. A la surface, cette

7.1. L’ETOILE SOLEIL 141

energie est rayonnee vers l’espace (entre autre vers nous) de maniere electromagnetique,c’est a dire sous formes d’ondes lumineuses infrarouges, visibles et ultraviolettes, sous formed’ondes radio et de rayons X. Au niveau de la Terre, hors atmosphere, le flux energetiquerecu du Soleil est d’environ 1370 W/m2.

Il est a noter que ce fonctionnement du Soleil n’est pas un cas particulier : on penseque toutes les etoiles qui sont dans leur age “adulte” (fonctionnement stable et regulier)fonctionnent de la meme maniere.

7.1.3 Le destin du Soleil

On pense que le Soleil s’est forme il y a environ 4.65 milliards d’annees a partir d’unimmense nuage de gaz (principalement de l’Hydrogene) et de poussieres, appele “nebuleuseprimitive”. Les astrophysiciens modernes ont reconstitue le scenario le plus plausible pourcette naissance : Une partie du nuage primitif s’est effondre sur lui-meme, creant ainsi unesorte d’immense “grumeau” appele “protoetoile”. La cause de cet effondrement est simple :en effet, tous les grains de poussiere de cette partie du nuage s’attirent mutuellement acause de la force d’attraction universelle decouverte en 1665 par Newton (voir section 3.4),et tombent donc les uns sur les autres. Au cours de cette phase d’effondrement qui a dureenviron un millier d’annees, le gaz et les poussieres se sont comprimes et echauffes. Audela de cette breve phase de formation, la protoetoile a continue de se comprimer et de serechauffer lentement, pendant quelques millions d’annees, jusqu’a ce que la temperature aucœur ait atteint les quelques 15 millions de degres necessaires a l’allumage des reactionsthermonucleaires qui sont a l’origine de la fabuleuse energie du Soleil. Une centaine demillions d’annees sont encore necessaires pour que la jeune etoile Soleil arrive a “l’ageadulte”, caracterise par un fonctionnement stable et constant. Cette phase “adulte” adebute il y a environ 4.5 milliards d’annees, et devrait durer encore 5 milliards d’annees.

Au terme de sa vie adulte, le combustible nucleaire qui alimente le Soleil en energiearrivera a epuisement. Le cœur du Soleil se comprimera alors que ses couches externesse dilateront jusqu’a englober la planete Mercure, puis Venus, puis la Terre, puis enfinMars. Le Soleil sera devenu une “geante rouge”, gigantesque mais relativement froide ensurface (quelques milliers de degres), avec un cœur ultra-comprime et surchauffe, siegede nouvelles reactions nucleaires. Au cours de cette phase de sa vie, le Soleil ejecteraune grande quantite de matiere dans l’espace avoisinant, et perdra donc beaucoup de samasse. A la fin de cette phase, et au termes de peripeties complexes et hypothetiques, ilest probable que le Soleil expulsera progressivement ou brutalement toutes ses couchesexternes qui formeront une nouvelle nebuleuse. Le cœur deviendra une “naine blanche”,qui cessera de se comprimer, puis se refroidira pendant quelques milliards d’annees, pourfinir par devenir une “naine noire”, inerte et trop froide pour briller. Ce sera l’ultimedestinee de notre Soleil : devenir un petit corps ultra-dense, froid et sombre.

La majeure partie des corps chimiques synthetises par les reactions nucleaires au coursde la vie du Soleil auront ete projetes dans l’espace, enrichissant le nuage primitif danslequel le Soleil naquit. Une nouvelle etoile naıtra peut-etre de cette matiere interstellaireenrichie, un cortege de planetes se formera peut-etre comme ce fut le cas autour de notreSoleil, et un nouveau cycle stellaire recommencera. Le Soleil et ses planetes sont nes dansun tel nuage, qui avait ete enrichi par la matiere synthetisee de maniere nucleaire au cœurd’une ancienne etoile et ejectee par celle-ci a la fin de sa vie. Tous les atomes qui composentnotre systeme solaire, y compris nous-memes, sont donc les restes d’une ancienne etoile ;C’est pourquoi les astronomes aiment dire que l’homme n’est que poussiere d’etoile.


7.1.4 L’activite solaire

Le Soleil n’est pas un objet inerte et fige. De tres nombreux phenomenes, dont l’originereside dans les couplages complexes entre le champ magnetique solaire et sa rotationdifferentielle 3, font que l’aspect du Soleil varie de jour en jour, parfois meme de manierebrutale.

Le phenomene lie a l’activite solaire le plus facilement observable est l’apparition etla disparition des taches solaires. Ces taches, que l’on voit depuis la Terre comme despoints noirs a la surface du Soleil, sont des zones relativement froides (environ 1000oC demoins que le reste de la surface), relativement petites (environ la taille de la Terre, ce quiest petit par rapport au Soleil), dans lesquelles le champ magnetique s’est concentre aupoint de ralentir les mouvements de bouillonnement qui amenent la chaleur solaire vers lasurface (d’ou la baisse de temperature). Ces taches apparaissent en nombre variable : leurfrequence moyenne varie selon un cycle d’environ 11 ans, qui rythme l’activite magnetiqueet mecanique du Soleil. Notons que le mouvement de ces taches solaires ont permis aGalilee de decouvrir la rotation du Soleil.

Les protuberances et arches solaires sont des jets de matiere solaire ionisee qui estcanalisee par des boucles du champ magnetique solaire. Elles constituent une autre mani-festation de l’activite solaire. Ces phenomenes sont tres spectaculaires mais ne sont visiblesque pendant les eclipses, ou avec un instrument muni de filtres optiques tres selectifs.

D’autres phenomenes tres violents, d’origine electromagnetique, comme les eruptionssolaires et les ejections de matiere coronale peuvent etre suffisamment energetique pouravoir des consequences jusque sur Terre (perturbation des telecommunications, destructionde satellites, etc.).

7.1.5 La composition chimique du Soleil

Le Soleil est essentiellement compose d’Hydrogene et d’Helium, qui sont les materiauxles plus abondants dans l’Univers. D’autres corps chimiques sont egalement presents, maisen moindre quantite. Leur presence dans la couche superficielle du Soleil (la photosphere)est detectee et mesuree par l’analyse tres precise des couleurs manquantes dans la lumieresolaire. Chaque corps chimique est responsable de l’absorbtion d’une couleur ou d’ungroupe de couleurs. La decomposition de la lumiere solaire par un spectrographe (quirealise de maniere plus quantitative le meme effet qu’un arc-en-ciel) permet de mesurerquelles sont les couleurs absorbees et de combien elles sont absorbees, ce qui permet dedeterminer les elements chimiques presents et de connaıtre leur abondance. Le tableau 7.2donne l’abondance approximative en pourcentages des principaux constituants du Soleil.

Ce tableau est approximatif et non exhaustif. De nombreux autres elements sontpresents en de moindres quantites.

7.2 Structure du Soleil

7.2.1 Vision globale

Le Soleil est un objet complexe, non homogene, en mouvement, et soumis a d’intensesphenomenes magnetiques. La masse volumique varie considerablement avec la profondeur

3. Etant fluide, le Soleil ne tourne pas en bloc comme un solide. Ses zones equatoriales tournent plusvite que ses zones polaires ; c’est ce que l’on appelle la “rotation differentielle”.

7.2. STRUCTURE DU SOLEIL 143

Element Abondance Element Abondance

Hydrogene 73.46% Azote 0.09%

Helium 24.85% Silicium 0.07%

Oxygene 0.77% Magnesium 0.05%

Carbone 0.29% Soufre 0.04%

Fer 0.16% Autres (Na, Ar, P, Al, Cl, ...) 0.10%

Neon 0.12%

Table 7.2 – Table des abondances des principaux elements chimiques presents a la surface duSoleil (photosphere), exprimees en pourcentages massiques.

et atteint des valeurs relativement elevees au centre. La masse volumique moyenne restecependant assez faible (1.4 g/cm3). La temperature est elle aussi tres inhomogene. Lavitesse de rotation de ce corps non solide varie en fonction de la profondeur et de lalatitude. On peut distinguer dans le Soleil plusieurs zones distinctes que l’on decrit ci-apres en partant du centre vers l’exterieur. la figure 7.1 montre un schema simplifie de lastructure interne du Soleil.

Il est a noter que les informations donnees ci-apres sur les couches internes du So-leil (cœur, zone radiative, zone convective) ont ete obtenues de maniere indirecte, car cescouches sont opaques et ne peuvent pas s’etudier par observation directe. Ces informationssont donc peu precises et encore hypothetiques. En revanche, les couches externes (pho-tosphere, chromosphere, couronne) sont visibles et donc accessibles a l’observation directedans toutes les gammes de longueur d’onde du spectre electromagnetique.

7.2.2 Le cœur nucleaire

La partie centrale du Soleil est le siege des reactions nucleaires qui produisent l’energiesolaire sous forme de rayons γ, c’est-a-dire des photons (grains de lumiere) de tres hauteenergie. La matiere (essentiellement de l’Hydrogene et de l’Helium) est portee a unetemperature d’environ 15 millions de degres, et la pression est telle que la masse volu-mique y depasse les 150 g/cm3 (a titre de comparaison, la masse volumique du mercuren’est que de 13.6 g/cm3). Le rayon du cœur solaire est d’environ 250 000 km (soit 0.35fois le rayon solaire).

Parmi les reactions nucleaires qui transforment de l’Hydrogene en Helium dans lecœur solaire, le “cycle Proton-Proton” est une des plus actives. La figure 7.2 en donneun schema simplifie. Les reactions nucleaires qui ont lieu au centre du Soleil, comme lecycle Proton-Proton, produisent, en plus des rayons γ, un important flux de neutrinos.Ces neutrinos, particules elementaires tres difficiles a detecter, emportent une quantited’energie qui represente environ 3% de l’energie totale rayonnee par le Soleil. Leur detectiona leur arrivee sur Terre est une precieuse source d’informations sur le cœur nucleaire duSoleil. Ces particules interagissent extremement peu avec la matiere, ce qui rend leurdetection tres difficile. D’immenses detecteurs souterrains ont ete construits pour parvenira cette detection. Citons pour memoire un des plus anciens : le detecteur de R. Davis.Il est constitue par une immense cuve de 400m3 de perchlorethylene (C2Cl4) installee a1500 m sous terre, au fond d’une ancienne mine d’or du Dakota.

La fabuleuse energie liberee par les reactions nucleaires se produisant au cœur duSoleil doit s’acheminer vers la surface pour y etre evacuee par rayonnement. Avant d’allerplus avant dans la description des couches plus externes qui vehiculent cette energie, il


parait utile de rappeler quelques principes physiques de base concernant le transfert de lachaleur : D’une maniere generale, on connaıt trois sortes de phenomenes permettant detransporter de l’energie thermique :

– Le transfert conductif ou conduction thermique : l’energie d’agitation thermiquedes atomes se transmet de proche en proche par collision, sans mouvement globalde matiere. C’est le mecanisme dominant dans les materiaux solides opaques.

– Le transfert convectif ou convection thermique : l’energie thermique est trans-portee par des mouvements de parcelles macroscopiques de matiere. Ces mouve-ments de matiere peuvent etre forces par une cause exterieure comme un brassagemecanique (convection forcee, ou advection), ou se produire spontanement quanddes contrastes de densite decoulent des contrastes de temperature (convection spon-tanee ou naturelle). C’est le mecanisme qui se produit dans une piece chauffee parle bas : l’air chaud produit au bas de la piece par le dispositif de chauffage est plusleger et monte vers le plafond, emportant de l’energie thermique. L’air froid presentpres du plafond est plus dense et de ce fait descend vers le sol. Cette combinaisonde masses d’air montantes et descendantes produit de grands tourbillons appeles“cellules convectives”, qui transportent la chaleur du bas vers le haut.

– Le transfert radiatif : Tout corps chauffe emet des radiations electromagnetiquesqui vehiculent de l’energie thermique vers tout corps recepteur susceptible de lesabsorber et donc de s’echauffer. Ce mode de transfert thermique ne necessite pas lapresence de matiere comme c’est le cas pour la conduction ou la convection. Il peuttransporter de l’energie a travers des zones vides de matiere. C’est par ce mecanismeque la chaleur solaire traverse les 149 millions de kilometres de vide qui nous separentdu Soleil.

Pour ce qui est du Soleil, le mecanisme de transfert conductif joue un role mineur,selon toute vraisemblance. L’energie de la fournaise nucleaire est donc acheminee vers lasurface par rayonnement puis par convection.

7.2.3 La zone radiative

La zone radiative s’etend jusqu’a environ 500 000 kilometres du centre du Soleil (exac-tement jusqu’a 0.287 fois le rayon solaire). Comme son nom l’indique, l’energie solairetraverse cette zone principalement sous forme de radiations electromagnetiques, c’est-a-dire sous forme de photons (grains de lumiere transportant de l’energie). Ces photonssubissent au cours de leur trajet un tel nombre de collisions avec les atomes du milieuambiant (environ une a chaque centimetre), que meme en se deplacant a la vitesse de lalumiere (environ 300 000 km/s), ils mettent pres d’un million d’annees en moyenne pourtraverser la zone radiative et arriver a la base de la zone convective.

7.2.4 La zone convective

Au dela de la zone radiative, la matiere est devenue suffisamment “mobile” pour que letransport de l’energie se fasse principalement par convection. Le passage de l’energie solaireau travers de ces 200 000 derniers kilometres ne dure que quelques mois, a comparer aumillion d’annees necessaires pour traverser la zone radiative. Dans cette zone, d’enormesmasses de matiere chauffee par la zone radiative remontent vers la surface du Soleil poury ceder de la chaleur, et, une fois refroidies, replongent vers la base de la zone convectivepour y etre rechauffees a nouveau.

7.2. STRUCTURE DU SOLEIL 145

La temperature moyenne des couches internes du Soleil (radiative et convective) varieavec la profondeur. Elle passe des 15 106K du cœur, aux 5700K de la surface (photo-sphere).

7.2.5 La photosphere

La photosphere est la partie visible du Soleil (voir Figure 7.3). C’est en quelque sorteson “atmosphere”. C’est la premiere couche transparente du Soleil, les couches plus pro-fondes etant opaques. Elle ne represente que 200 km environ. Cette couche est accessiblea l’observation directe, contrairement aux couches plus profondes que l’on ne connaıt quepar des methodes indirectes melant la modelisation theorique et l’heliosismologie. Cettecouche est chauffee par la matiere de la zone convective. La temperature y est d’envi-ron 5700K, et l’energie apportee par la convection y est transformee en rayonnementelectromagnetique principalement infrarouge, visible et proche ultraviolet. La densite dela matiere y est comparable a celle qui regne dans la haute atmosphere terrestre.

7.2.6 La chromosphere

Au dessus de la brillante photosphere se trouve une couche de gaz encore moins dense,d’environ 1000 a 2000 kilometres d’epaisseur, connue sous le nom de “chromosphere” (voirFigure 7.4). Dans cette couche, la temperature passe des quelques 4300K qui regnent dansla haute photosphere a pres de 10000 k au sommet de la chromosphere. La densite de lamatiere y est assez faible pour que l’energie magnetique puisse jouer un role preponderantpar rapport a l’energie mecanique. La structure fine de cette zone est donc dominee pardes phenomenes d’ordre magnetique.

7.2.7 La couronne solaire

Au dela de la chromosphere se trouve la couronne solaire (voir Figure 7.5). C’est unezone encore moins dense mais beaucoup plus chaude, puisque la temperature y atteint106 K. Les mecanismes physiques, vraisemblablement magnetiques, qui sont responsablesde cette remontee de la temperature font encore actuellement l’objet d’actives recherches.

Cette zone tres irreguliere et spectaculaire s’etend loin du disque solaire, jusqu’a plu-sieurs diametres solaires, et meme au dela, dans tout le systeme solaire, sous la forme duvent solaire. Le vent solaire est un flux irregulier de particules emises a grande vitesse parle Soleil, et qui peut etre vu comme un prolongement de la couronne solaire.

On ne peut observer la couronne solaire que pendant les eclipses totales de Soleil,lorsque la Lune occulte totalement la photosphere. En effet, en l’absence du masquage parla lune, la tres forte luminosite de la photosphere empeche l’observation de la couronne,beaucoup moins lumineuse. C’est la raison pour laquelle les scientifiques specialistes dela couronne solaire n’hesitent pas a organiser des missions en tout point du globe ou uneeclipse est visible, afin de pouvoir beneficier de ces trop rares instants. Les astronomesmoins patients utilisent un instrument appele coronographe invente en 1931 par B. Lyot.Il s’agit d’une lunette astronomique munie d’un dispositif masquant la photosphere solaireet produisant ainsi une eclipse artificielle.


7.3 Le Soleil et la Terre

Le Soleil et la Terre sont lies par des liens etroits, de nature biologique, sociologique,physique et technique. Commencons par le fait que sans lui, la vie sur Terre ne serait pasce qu’elle est.

7.3.1 Le Soleil source de vie

La majeure partie de ce qui vit sur Terre doit son existence a la lumiere solaire.En effet, les rayonnements ultraviolets qu’elle contient permettent aux plantes vertes depratiquer la photosynthese, c’est-a-dire de fabriquer les matiere organiques necessaires aleur croissance et a leur vie a partir du gaz carbonique atmospherique, de l’eau, et dessels mineraux puises dans la terre. Ces plantes vertes sont indispensables a la survie de laplupart des especes animales, d’une part en tant que productrices d’Oxygene, et d’autrepart en tant que point de depart des chaınes alimentaires.

7.3.2 Le Soleil source d’energie

La plupart des formes d’energies exploitees sur Terre ont pour origine l’energie duSoleil, de maniere plus ou moins directe.

Les combustibles fossiles (charbon, petrole, gaz naturel) proviennent de la lente decompositionsous pression de couches detritiques vegetales datant de plusieurs millions d’annees. Or,ces vegetaux doivent leur existence a la lumiere solaire. C’est en effet elle qui a permispar photosynthese, la reduction du carbone present sous forme oxydee dans le dioxyde decarbone atmospherique. Ce carbone, present dans les combustibles fossiles, nous restituede l’energie lorsque nous l’oxydons a nouveau par combustion.

L’energie eolienne provient du deplacement des masses d’air, dont le moteur est le jeudes contrastes de temperatures, qui est lui-meme du au chauffage solaire.

L’energie hydraulique est due aux ecoulements d’eau depuis des zones de haute altitudevers des zones d’altitude plus basse. C’est ensuite l’energie du Soleil qui evapore l’eauarrivee en basse altitude, ce qui lui permet de remonter vers les zones elevees, pour s’yredeposer sous forme de pluie ou de neige. C’est donc encore l’energie solaire qui est lemoteur de base de la production d’energie hydraulique.

En revanche, certaines energies ne proviennent pas du Soleil. Par exemple, l’energienucleaire de nos centrales de production electrique provient de la fission des noyauxd’atomes d’Uranium, qui doivent leur existence non pas au Soleil, mais a l’etoile precedente,qui a vraisemblablement acheve sa vie en liberant dans le milieu interstellaire le fruitde sa nucleosynthese sous forme d’un nuage de matiere dans lequel s’est forme notresysteme solaire, y compris notre Terre et son uranium. L’energie hydrothermale et l’energiemaremotrice sont dans le meme cas.

7.3.3 Le Soleil source de danger

La lumiere solaire, et notamment sa composante ultraviolette est source de vie surTerre. Outre son action sur les vegetaux, la lumiere solaire est egalement utile directementpar le fait qu’elle participe a la fixation du calcium sur les os. Cependant, la lumiere solairerecue de maniere exageree peut infliger de severes dommages a la peau et meme, selon lestheories actuelles, augmenter la frequence de certains cancers de la peau.

7.3. LE SOLEIL ET LA TERRE 147

Par ailleurs, le Soleil represente un grave danger pour les yeux. Regarder le Soleildirectement, meme a l’œil nu, peut conduire a de graves lesions irreversibles de la retine.Ce danger est particulierement present pendant la phase de partialite d’une eclipse, carla forte baisse de luminosite qui en resulte diminue l’inconfort de l’eblouissement sansreduire le risque de lesion. L’observation d’une eclipse de Soleil doit se faire au traversde filtres appropries, par exemple des verres de soudeur a l’arc d’indice 14 minimum. Deplus, l’observation du Soleil au travers d’instruments optiques meme de faiblepuissance, est extremement dangereuse et peut conduire a une cecite definitive.

Le flux de particules chargees a haute energie emis en permanence par le Soleil par-vient jusqu’a la Terre. Elles sont alors piegees en grande partie par le champ magnetiqueterrestre, dans des zones appelees “ceinture de van Allen”. Ce piegeage est moins efficacedans les regions circumpolaires, ou ces particules atteignent la haute atmosphere. Ellesrepresentent alors un danger potentiel difficile a evaluer, pour le personnel navigant abord de vols long courrier dont la route survole les poles.

7.3.4 Le Soleil pour mesurer le temps

On rappelle ici que le cycle diurne du passage du Soleil au meridien est a l’origine despremieres definitions astronomiques de la seconde. Le mouvement solaire a ete pendantlongtemps le meilleur moyen de reperage dans le temps a court terme. Il existe de multiplessortes de cadrans solaires dont l’usage remonte a l’antiquite, et dont la description exhaus-tive serait hors du propos de ce cours. Citons tout de meme le dispositif le plus courant :le cadran solaire “astronomique”. Il s’agit d’une tige rigide (le style) dument fixee pouretre parallele a l’axe des poles geographiques de la Terre, et d’une mire graduee formeed’une famille de droites concourantes et d’hyperboles. La position de l’ombre du style parrapport a cette mire donne le temps solaire vrai local, duquel on deduit le temps legal paradjonction des corrections de longitude et d’equation du temps (voir la section 4.1.3).

7.3.5 Les aurores boreales et les orages geomagnetiques

Parmi les phenomenes lies a l’interaction Terre-Soleil, le plus esthetique est sans doutel’aurore boreale. Le Soleil emet en permanence dans toutes les directions un flux de par-ticules chargees diverses qui constitue le vent solaire. Ces particules chargees, lorsqu’ellesarrivent aux abords de la Terre, subissent l’effet du champ magnetique terrestre qui incurveleurs trajectoires et les fait spiraler le long de ses lignes de champ. Ce mouvement helicoıdalconduit les particules vers les poles magnetiques terrestres, ou elles entrent en collision avecles molecules constituant notre atmosphere. Ces molecules, excitees energetiquement parles collisions, retombent sur leur etat fondamental en emettant des photons, donc de lalumiere. Ceux sont ces lumieres emises qui constituent les aurores boreales. Leur aspectpeut etre tres variable, et peut revetir l’apparence de superbes draperies lumineuses.

Lorsque ces bouffees de particules chargees sont particulierement violentes, il peutarriver qu’elles provoquent de brusques variations du champ magnetique terrestre, quise traduisent au niveau de l’activite humaine par des perturbations des communicationsradioelectriques ou telephoniques.


(A)

(B)(C)

Terre

1.392 millions de km

LA STRUCTURE INTERNEDU SOLEIL

(A): Cœur nucléaire

(B): Zone radiative

(C): Zone convective

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Figure 7.1 – La structure interne du Soleil. A titre de comparaison, La Terre est representee enhaut a droite a la meme echelle.


Etape I1H + 1H 2H + e+ + neutrino (99.6 % )1H + e- + 1H 2H + neutrino ( 0.4 % )

Etape II 2H + 1H 3He + photon γ

Etape III3He + 3He 4He + 1H + 1H (85 % )3He + 4He 7Be + photon γ (15 % )

Etape IV 7Be + e- 7Li + neutrino

Etape V 7Li + 1H 4He + 4He

LE CYCLE "PROTON-PROTON"DANS LE CŒUR SOLAIRE

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Figure 7.2 – Le “cycle Proton-Proton” est une des principales reactions nucleaires qui trans-forment l’Hydrogene en Helium dans le cœur solaire. La figure en donne une vision simplifiee. Ony remarque des emissions de neutrinos et d’energie sous la forme de photons γ (particules d’energielumineuse de tres haute energie).


LA PHOTOSPHÈRE

prise le 4 juin 1999 à 01h36 UTC

par l’instrument MDI (Michelson Doppler Imager)

à bord de la sonde SOHO

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Figure 7.3 – La photosphere solaire prise par la sonde SoHO. Des taches solaires sont nettementvisibles.


LA CHROMOSPHÈRE


par l’instrument EIT (Extreme UV Imaging Telescope)


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Figure 7.4 – La chromosphere solaire prise par la sonde SoHO dans l’ultraviolet (324nm). Uneprotuberance solaire est visible.


LA COURONNE


par l’instrument LASCO (Large Angle Spectrometric Coronograph)


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Figure 7.5 – La couronne solaire prise par la sonde SoHO. Le cercle blanc figure le diametresolaire.

7.4. SYNTHESE 159

7.4 Synthese

Le Soleil est une des 200 milliards d’etoiles qui peuplent notre galaxie, la Voie Lactee.C’est une etoile moyenne par sa masse (2 1030 kg), son diametre (1.4 106 km), sa luminosite(3.8 1026W ) et sa temperature de surface (5507oC), qui lui confere sa couleur intermediaireentre le bleu des etoiles chaudes et le rouge des etoiles froides. C’est l’etoile la plus prochede nous donc la mieux etudiee.

Le Soleil est essentiellement compose d’Hydrogene et d’Helium, mais contient aussien plus faibles proportions de nombreux autres elements (Oxygene, Carbone, Azote,Magnesium, Fer, Sodium, etc.).

Le Soleil a deja vecu environ la moitie de sa vie, que l’on estime entre 9 et 10 milliardsd’annees au total. A la fin de sa vie, lorsqu’il aura epuise son combustible nucleaire, le Soleilgonflera pour devenir une geante rouge, jusqu’a englober l’orbite de Mars. Puis, il ejecterasa matiere peripherique, et son cœur se condensera pour devenir une naine blanche, puisse refroidira pour devenir une “naine noire”, inerte et ultra-dense.

La source de l’energie du Soleil et des etoiles similaires est un ensemble de reactionsthermonucleaires, dont la principale revient a la fabrication d’Helium a partir d’Hydrogene.

Structure du Soleil

La partie interne du Soleil comporte :

– Un cœur actif : il est siege des reactions de fusion thermonucleaire qui produisentl’energie solaire. La temperature y est de l’ordre de 15 106K.

– Une zone radiative : l’energie produite dans le cœur est evacuee par des rayon-nements electromagnetiques (rayons X, ultraviolets), jusqu’aux deux tiers du rayonsolaire environ.

– Une zone convective : l’energie, qui est produite par le cœur et acheminee jus-qu’aux deux tiers du rayon solaire par des rayonnements electromagnetiques, franchitle dernier tiers de son parcours vers l’exterieur par un mecanisme de convection : dela matiere solaire chauffee par l’energie du cœur devient plus legere et monte vers lasurface. La, elle se refroidit en cedant son energie a l’exterieur, s’alourdit et retombevers la base du dernier tiers pour se rechauffer a nouveau.

La partie externe du Soleil comporte :

– La photosphere : c’est la premiere couche qui soit assez peu dense pour etretransparente et donc observable avec les dispositifs de protection adequats. C’esten quelque sorte la couche basse de “l’atmosphere solaire”. Elle est extremementfine (quelques centaines de Km), et sa temperature est de l’ordre de 5500oC. Elleest chauffee par l’energie du cœur, transportee par la couche radiative, puis par lacouche convective.

– La chromosphere : c’est une couche plus externe encore, encore moins dense,d’environ 1000 a 2000 km d’epaisseur, ou la temperature remonte jusqu’a 10 000Kenviron. Elle n’est visible que lors des eclipses totales de soleil.

– La couronne solaire : c’est une vaste couche irreguliere encore moins dense maisbeaucoup plus chaude (de l’ordre du million de degres). Sous la forme de son pro-longement, le vent solaire, elle est sensible a d’enormes distances du Soleil. Elle estvisible lors des eclipses totales de Soleil, ou avec un appareillage special (corono-graphe) qui realise une sorte d’eclipse artificielle.


L’activite solaire

Les couplages complexes entre le champ magnetique solaire et sa rotation differentielle(etant fluide, il ne tourne pas en bloc, et les zones equatoriales tournent plus vite que leszones polaires), sont la source de nombreux phenomenes souvent violents qui constituentl’activite solaire. cette activite montre un regain de vigueur environ tous les 11 ans (cyclesolaire). Cette activite se manifeste par des taches sombres sur la photosphere. Elles sontdues a une concentration de champ magnetique qui ralentit les mouvements de convectionet diminue d’autant l’approvisionnement local en energie. Il s’en suit un refroidissementlocal et donc une zone sombre.

Les protuberances et arches solaires (jets de matiere ionisee canalisee par des bouclesde champ magnetique) constituent une autre manifestation tres spectaculaire de l’activitesolaire.

Les eruptions solaires, et les ejections de matiere coronale sont des manifestations del’activite solaire qui peuvent avoir des consequences jusque sur Terre (telecommunicationsperturbees, satellites detruits).

Le Soleil et la Terre

L’energie du Soleil est la source de la plupart des formes d’energie utilisees sur Terre.Sa composante ultraviolette est le moteur primordial de la photosynthese, qui nous fournitl’Oxygene et qui assure la croissance des vegetaux, base indispensable de toutes les chaınesalimentaires.

Le Soleil est aussi source de danger pour la vie sur Terre, d’une part a cause de sesemissions ultraviolettes, heureusement partiellement filtrees par notre atmosphere et sonozone, d’autre part a cause des flux de particules chargees constituant le vent solaire, heu-reusement piegees par notre champ magnetique terrestre (ceinture de Van Allen). Ces par-ticules, lorsqu’elles parviennent en contact de l’atmosphere dans les regions polaires, pro-voquent les superbes aurores boreales en excitant les molecules d’Oxygene atmospherique.Ce flux de particules a haute energie, lorsqu’il atteint l’atmosphere terrestre representeun danger potentiel pour le personnel navigant a bord de vols long courrier survolant lespoles.

Chapitre 8

Les instruments de l’Astronomie

8.1 Les sources d’information de l’astronome

A la difference du biologiste ou du geologue qui peuvent avoir un contact direct etdonc une action sur au moins certains de ses objets d’etude, l’astronome ne peut pas (ouquasiment pas) mener d’experiences directes sur les objets celestes. Meme si l’avenement,somme toute fort recent, de la conquete de l’espace oblige a nuancer ce propos, il n’en restepas moins que l’enorme majorite 1 des informations recueillies par les astronomes provientde la lumiere, ou, plus generalement des ondes electromagnetiques, dont la lumiere visiblen’est qu’un cas particulier.

Rappelons que les ondes electromagnetiques sont des vibrations des champs electrique et magnetiquequi peuvent se propager a la vitesse c = 299 792 458 m/s dans le vide. Selon la frequence ν de ces vibra-tions 2, ou, ce qui revient au meme selon leur longueur d’onde λ = c/ν, les ondes electromagnetiques de-vront etre detectees a l’aide d’appareils differents, et porteront donc traditionnellement des noms differents(voir figure 8.1). L’œil humain n’est sensible qu’a un tout petit domaine de longueur d’ondes, comprisesentre 0.4µm et 0.8µm. Le reste du spectre electromagnetique n’est accessible qu’au travers de detecteursspeciaux, dont l’apparition est recente (moins d’un siecle).

On sait aussi depuis le debut duXXeme siecle, que l’on peut egalement voir les ondes electromagnetiquescomme des flux de particules elementaires appelees photons, sans masse mais porteuses d’une energie in-dividuelle ϵ = h.ν ou ν est la frequence de l’onde et h est une constante universelle de la physique appelee“Constante de Planck”. Sa valeur numerique est h = 6.62607 10−34 Joule/Hertz. Si l’on prefere exprimerles energies en electron-volts (eV ), alors sa valeur numerique devient : h = 4.13566 10−15 eV/Hertz.

La figure 8.1 donne les noms habituellement donnes aux ondes electromagnetiques, selon leur longueurd’onde λ, leur frequence ν et l’energie des photons associes (echelles logarithmiques).

Les ondes electromagnetiques (ondes radio, infrarouge, lumiere visible, ultraviolet,rayons X, etc...) etant la principale source d’information de l’astronome, ce dernier atoujours eu a cœur d’extraire un maximum d’information des ondes emises par les corpscelestes. Les astronomes sont passes maıtres en l’art de “faire parler la lumiere”. Poursimplifier le langage et l’expose, on parlera desormais de “lumiere” pour designer a la foisles infrarouges, la lumiere visible et les ultraviolets. L’essentiel de ce qui suit reste vraipour les autres types d’ondes electromagnetiques.

Depuis le milieu du XXeme siecle, les astronomes savent detecteur quasiment tousles types d’ondes electromagnetiques, et ne sont plus limites a la lumiere visible : Les

1. On ne mentionnera pas dans ce document les informations, precieuses mais relativement peu abon-dantes, obtenues par l’analyse des meteorites retrouvees sur Terre ou grace aux echantillons preleves pardes sondes spatiales.

2. La frequence d’une vibration est le nombre d’oscillations completes effectuees par seconde. L’unitede mesure usuelle de la frequence est le “Hertz” (abrege : Hz). Une vibration se faisant a raison d’uneoscillation complete par seconde aura une frequence de 1Hz.

161

162 CHAPITRE 8. LES INSTRUMENTS DE L’ASTRONOMIE

grands radio-telescopes (immenses antennes paraboliques mobiles) permettent de recevoirles ondes radio du ciel. Les detecteurs embarques dans des vehicules spatiaux permettentde percevoir les ultraviolets lointains, les rayons X et les rayons γ. On restreindra cependantla portee de ce chapitre aux seuls instruments d’optique, c’est-a-dire destines a recevoir lalumiere (infrarouge, visible, proche ultraviolet).

Cette quete des informations contenues dans la lumiere necessite de savoir :

1. collecter le plus de lumiere possible sans la degrader,

2. analyser (donc trier) cette lumiere aussi finement que possible,

3. percevoir et stocker cette lumiere.

Le premier point necessite de construire des collecteurs de lumiere (lunettes astrono-miques, telescopes, radio-telescopes) aussi performants que possible.

Le second point necessite de savoir filtrer la lumiere, ou mieux, de savoir separer lesses differentes composantes (separation des differentes “couleurs” par spectroscopie, desdifferentes polarisations par polarimetrie).

Le troisieme point necessite d’utiliser le recepteur adapte a la gamme de longueurd’onde etudiee (œil, plaque photographique, camera, bolometre, etc...).

On consacrera donc les sections suivantes a l’etude des maillons de cette chaıne detraitement de la lumiere. Pour ne pas alourdir le propos, on ne traitera dans ce qui suitque le cas des instruments “optiques”, c’est-a-dire destines aux ondes lumineuses (procheinfrarouge, visible, proche ultraviolet).

8.2 Les instruments collecteurs de lumiere

L’œil humain est un fort bon instrument d’optique astronomique. Il assure a la foisla fonction de collecteur de lumiere (la pupille), de doseur de lumiere (l’iris), d’imageur afocale variable (le cristallin) et de capteur a sensibilite variable (la retine). L’œil normalpeut voir (un opticien dira “accommoder”) de 25 cm environ (punctum proximum) jus-qu’a l’infini (punctum remotum). Il est capable de fonctionner sur une tres large gammed’intensites lumineuses (de la penombre crepusculaire a la pleine lumiere du jour). Il estcapable de percevoir les details jusqu’a environ 1 ′ d’arc (une piece de 10 centimes d’euroa 50 metres environ).

Pendant plus de six millenaires (jusqu’en 1609), il fut les seul instrument d’optiqueutilise par les astronomes. Bien que d’une etonnante efficacite, notre œil presente quelqueslimitations :

– Il ne peut percevoir les lumieres trop faibles.– Il ne peut percevoir de details trop fins.– Il n’est sensible qu’a la lumiere visible, c’est-a-dire entre 0.4µm et 0.8µm.– Il ne sait pas separer les couleurs assez finement– Il n’est pas photometrique (on ne peut pas s’en servir pour faire des mesures precises

d’intensite lumineuse).– Il ne permet pas de faire des temps de pose– Il ne percoit pas les phenomenes trop rapides

C’est pour reculer ces limites que l’on a invente les instruments d’optique astronomique.

Pour s’affranchir de la limitation de l’œil humain vers les faibles luminosites, due ala petitesse de la pupille (au maximum 7mm), il convient de collecter la lumiere du cielpar une ouverture nettement plus grande, et de concentrer cette lumiere par une piece

8.2. LES INSTRUMENTS COLLECTEURS DE LUMIERE 163

optique ad hoc pour la faire penetrer la pupille de l’œil. Le collecteur agit ainsi commeun “entonnoir a lumiere”. La piece optique en question (lentille, miroir) porte ne nomd’objectif (puisque dirigee vers l’objet a etudier). L’objectif formera donc en un lieu appeleplan focal ou foyer une image intensifiee de la zone du ciel visee. Il suffira ensuite de placerdans ce plan la surface sensible d’un capteur (pellicule ou plaque photographique, matriceCCD, tube video...) que l’on choisira dote de la meilleur finesse possible pour permettre laperception du maximum de details. Pour utiliser l’œil humain comme recepteur, il suffitd’intercaler entre le plan focal et l’œil un oculaire, (puisque dirige vers l’œil). Cet oculairequi n’est en fait qu’une loupe perfectionnee destinee a scruter l’image du ciel intensifieequi se forme dans ledit plan focal.

ATTENTION ! : A cause precisement de son pouvoir intensifiant, l’utilisa-tion d’un tel instrument d’optique sur une source aussi lumineuse que leSoleil, peut conduire, en l’absence de precautions adequates, a la destruc-tion instantanee et definitive du capteur. Si le capteur est un œil humain, degraves lesions retiniennes irreversibles (degenerescence maculaire) surviennenta coup sur, avec la cecite partielle ou totale comme issue quasi-certaine. ILEST DONC IMPERATIF DE NE JAMAIS REGARDER LE SOLEIL, NI DI-RECTEMENT, NI ENCORE MOINS AU TRAVERS D’UN INSTRUMENTD’OPTIQUE MEME DE TAILLE ET DE PUISSANCE MODESTE.

On decrit ci-apres les principaux types d’instruments astronomiques collecteurs delumiere. Leur schemas de principe sont regroupe sur la figure 8.2.

8.2.1 La lunette de Galilee

Le contexte historique entourant l’invention de la lunette astronomique n’est pas tota-lement elucide dans tous les details. Il semblerait cependant que l’on puisse faire remonterson invention a la seconde partie du XV Ieme siecle, par un verrier italien : GiambattistaDella Porta. L’objet serait reste plusieurs decennies sous le couvert du secret militaire, vuson importance strategique evidente. Suite a une divulgation, le principe de cet instrumentserait parvenu a la connaissance Galilee qui en aurait construit un exemplaire et l’auraitpointe vers le ciel pour la premiere fois la nuit de Noel 1609. La moisson de resultatsdecisifs ne se fit pas attendre.

La lunette dite “de Galilee” (bien qu’inventee par une autre personne) etait constitueepar une lentille convergente sertie a l’extremite d’un tube de cuir. A l’autre extremite, unelentille divergente etait positionnee a une distance de l’objectif suffisante pour donner uneimage nette, grossie et non retournee (voir Figure 8.2). L’objectif (la lentille convergente)jouait le role de concentrateur de lumiere. Le principe est simple : en effet, tout le mondea fait l’experience de faire bruler un morceau de papier en utilisant une loupe et la lumieresolaire. La lumiere, en aval de la loupe forme un cone dont la pointe dessine une imagepetite mais intense du Soleil, suffisamment intense pour enflammer un combustible. C’est laformation de ce cone de lumiere par une lentille convergente qui produit l’effet d’entonnoira lumiere. L’oculaire (la lentille divergente) permettait seulement de grossir cette imagefocale intensifiee et de la rejeter a l’infini pour que l’œil de l’utilisateur puisse l’observersans fatigue.

Signalons que les lunettes astronomiques modernes ne fonctionnent pas sur ce principe,meme si on les appelle parfois a tort des “lunettes de Galilee”. Ceux sont en fait des“lunettes de Kepler”, dont la combinaison optique, quelque peu differente est decrite ensection suivante.


8.2.2 La lunette de Kepler

La lunette dite “de Kepler” est une variante amelioree de la lunette de Galilee, qui nediffere de cette derniere que par son oculaire. Au lieu d’etre une lentille divergente placeeen amont du foyer de l’objectif, l’oculaire est une lentille divergente (une petite loupe decourte distance focale) situee en aval du foyer (voir Figure 8.2). Le plan focal est de ce faitaccessible, ce qui permet d’y placer des reperes gradues destines aux mesures de distancesangulaires. Outre cette possibilite de faire de la mesure de distance apparentes, cettecombinaison optique s’est averee etre de meilleur qualite optique. Un seul inconvenient quin’en est pas reellement un : les images sont inversees, ce qui n’est pas vraiment genant enastronomie. C’est selon cette combinaison que sont construites les lunettes astronomiquesmodernes.

Le grossissement angulaire d’un tel instrument est extremement facile a calculer : Sil’on note F et f les distances focales 3 respectives de l’objectif et de l’oculaire, le grossis-sement angulaire vaut :

γ = −F

f.

Remarquons le signe “−” rappelant le fait que les images sont inversees. Ainsi une lunettedont l’objectif ferait 1m de distance focale, munie d’un oculaire de 1 cm de distancefocale grossirait 100 fois. Sur la plupart des lunette astronomiques, l’oculaire est unepiece interchangeable, pour permettre de choisir le grossissement le mieux adapte. Commela distance focale d’un oculaire descend rarement en dessous de 6mm, le grossissementmaximal d’une lunette astronomique est directement proportionnel a sa longueur (focale).

La luminosite d’une lunette (c’est-a-dire son aptitude a former dans son plan focalune image plus ou moins lumineuse d’un meme objet) est directement proportionnelle ason rapport d’ouverture, a savoir le rapport de son diametre par la distance focale de sonobjectif :

A =D

F.

En realite, l’objectif n’est pas une simple lentille, c’est plutot la juxtaposition de deuxlentilles taillees dans des verres differents, pour que les defauts chromatiques 4 de l’unecompensent ceux de l’autre.

L’oculaire aussi n’est pas en general une simple lentille. C’est souvent un sous-ensemblecomplexe, jouant le meme role qu’une lentille simple, mais constitue en fait de deux a sixlentilles assemblees.

8.2.3 Le telescope de Newton

Le succes remporte par l’utilisation astronomique de la lunette de Galilee a motive lesefforts en vue d’en ameliorer la qualite. Notamment en matiere de “rendu des couleurs”.C’est sans doute pour cela que le savant anglais Isaac Newton eut l’idee de realiser l’effetd’entonnoir a lumiere non plus en faisant passer la lumiere au travers du verre d’une lentille,mais en la faisant se reflechir sur la surface d’un miroir creux de profil parabolique. Lalumiere ainsi concentree par reflexion doit etre interceptee par un petit miroir secondaire

3. La distance focale d’une lentille est la longueur du cone de lumiere qu’elle forme lorsqu’elle est eclaireepar une source lumineuse a l’infini (par exemple le Soleil).

4. Les defauts ou “aberrations” chromatiques sont de legeres differences dans le traitement desdifferentes couleurs, dues au fait que les verres ne reagissent jamais parfaitement identiquement auxdifferentes couleurs.

8.2. LES INSTRUMENTS COLLECTEURS DE LUMIERE 165

incline a 45o qui la renverra vers un oculaire situe sur le cote du tube (voir Figure 8.2). IsaacNewton construisit lui-meme son prototype de telescope, avec l’aide d’un voisin forgeronpour la construction d’un astucieux support orientable. En guise de miroir. il utilisa unepiece de bronze dument taillee et polie. Il presenta ce prototype devant l’Academie Royalede Londres en 1671.

Les regles de calcul du grossissement et du rapport d’ouverture sont identiques au casde la lunette astronomique.

Signalons qu’en Francais, on appelle “lunettes astronomiques” tous les collecteurs delumiere ayant une lentille pour objectif, et “telescopes” ceux dont l’objectif est un miroir.En Anglais par contre, les deux types d’instruments portent respectivement les noms derefractive telescope et reflective telescope pour signifier que dans le premier cas, la lumiereest refractee dans une lentille, alors que dans le second, elle est reflechie par un miroir.

8.2.4 Le telescope de Cassegrain

Le telescope de Cassegrain se differencie de celui de Newton par le fait que le miroirsecondaire, celui qui intercepte le faisceau concentre, ne renvoie pas la lumiere sur lecote du tube, mais vers l’arriere, au travers d’un trou perce dans le miroir primaire (voirFigure 8.2). De plus, le miroir secondaire n’est plus plat mais convexe, ce qui permetd’avoir une forte valeur de la distance focale du couple (primaire-secondaire) avec unelongueur de tube modeste et donc un encombrement reduit.

Il existe d’autres variantes du telescope de Cassegrain, basees sur des choix optiqueslegerement differents (telescopes de Schmidt, de Ritchey-Chretien, de Maksutov,...). Leuretude depasserait de loin le cadre de ce cours.

8.2.5 Comparatif

La plupart des instruments modernes d’astronomie professionnelle sont des telescopeset non des lunettes. Cela ne doit pas conduire a conclure que les lunettes existantes sontobsoletes et inutiles. Certains types de travaux sont encore menes preferentiellement surdes lunettes. En effet, ces dernieres conservent deux gros avantages :

– Absence du miroir secondaire qui bouche une partie de l’ouverture (obstructioncentrale).

– Stabilite et precision du grossissement, ce qui permet des mesures precises d’ecartsangulaires.

Les avantages des telescopes sont bien sur nombreux :

– Possibilite d’atteindre des diametres bien superieurs : 8.2m de diametre pour lesquatre telescopes du “VLT” implantes au Cerro Paranal (Chili), contre 1.02m pourla grande lunette de l’Observatoire de Yearkes (USA).

– Compacite (le repliement du faisceau par le miroir secondaire autorise des tubes pluscourts).

– Absence d’aberrations chromatiques, car la lumiere ne traverse pas de verre.– Utilisation possible un infrarouge (dans les fenetres de transparence de l’atmosphere),

toujours car la lumiere ne traverse pas de verre.

La course aux grands diametres s’arrete aux alentours de 1m pour les lunettes. En effet,une lentille trop grande donc trop lourde pourrait flechir voire casser sous son propre poids,vu qu’on doit la maintenir par ses bords uniquement, pour laisser la lumiere passer. Enrevanche, un miroir qui n’est pas traverse par la lumiere peut etre maintenu mecaniquement


en de multiples points de sa face arriere, ce qui autorise des diametres bien superieurs sansproblemes de rupture.

8.3 Les instruments d’analyse de la lumiere

Si l’on se contente de mettre directement un recepteur au foyer d’un instrument col-lecteur de lumiere, on n’a acces qu’a deux types d’informations sur la lumiere recue : sonintensite et sa direction d’arrivee. De ces donnees, l’on ne peut tirer que des informationsur la position des astres (astrometrie) et sur leur luminosite apparente (photometrie). Sil’on souhaite passer de l’astronomie (la connaissance de la position et des mouvements desastres) a l’astrophysique (la connaissance de la constitution physique des astres), il fautetre capable d’extraire de la lumiere des informations plus riches que sa direction d’arriveeet son intensite. Cette operation de dissection fine de la lumiere est une des avancees del’astronomie de la seconde moitie du XIXeme siecle et du debut du XXeme.

Cette dissection de la lumiere, c’est-a-dire le tri de des composantes selon divers criteres(polarisation, longueur d’onde) se fait au moyens d’instruments de physique intercales entrele collecteur de lumiere (lunette ou telescope) et le recepteur. On en decrira trois exemplespour ne pas surcharger cet expose.

8.3.1 Les spectrographes

La lumiere blanche naturelle (celle du Soleil) est en fait la superposition d’une infinitede nuances de couleurs differentes allant du rouge au violet. Un appareil qui permet deseparer les differentes composantes chromatiques d’une lumiere, porte le nom de “spectro-scope” ou de “spectrographe” (selon le recepteur utilise). L’arc-en-ciel est un spectrographenaturel (fort peu precis cependant).

Le principe de base des spectroscopes repose sur le pouvoir dispersant des prismes oudes reseaux de diffraction 5.

L’analyse spectrale de la lumiere d’un corps celeste fournit des renseignements ines-timables sur la physique de l’objet en question. Cela donne acces notamment a sa com-position chimique, a sa temperature, sa vitesse de rotation, sa vitesse radiale 6, ainsi qu’al’intensite du champ magnetique qui regne sur l’objet.

8.3.2 Les polarimetres

Les champs electrique et magnetique sont des vecteurs, non des scalaires. Deux ondeslumineuses de meme frequence, de meme intensite et se propageant dans la meme directionpeuvent differer par l’orientation de leur champ electrique. Une lumiere naturelle est unmelange de toutes les orientations possibles. Un polarimetre est l’instrument qui permetde separer les differentes composantes de polarisation d’une lumiere.

Cette separation des polarisations donne acces au champ magnetique qui regne surle corps emetteur. Elle fournit egalement des informations sur la maniere precise dont lalumiere est renvoyee par une planete ou un asteroıde.

5. Un reseau de diffraction est un support de verre sur lequel sur sont graves un tres grand nombrede sillons paralleles. Ces sillons separent les couleurs de la lumiere, comme le fait la face brillante d’un“compact disc”, qui s’irise de couleurs des qu’on l’eclaire.

6. La vitesse radiale d’un objet est la vitesse avec laquelle il avance ou recule par rapport a l’observateur.

8.4. LES RECEPTEURS 167

8.4 Les recepteurs

La lumiere ainsi collectee puis eventuellement analysee doit enfin etre percue puisstockee. C’est le role des recepteurs encore appeles “capteurs photosensibles”, ou simple-ment “capteurs” par abus de langage.

En dehors de l’œil humain, il existe une immense variete de capteurs qui differentpar leur technologie, leur sensibilite (la plus petite intensite perceptible), leur finesse degrain ou de discretisation (la taille du plus petit element du capteur : grain d’une plaquephoto, cellule de la retine ou pixel d’une camera) et par leur bande spectrale (la gammede longueur d’onde qu’ils percoivent. On ne mentionnera que les plus couramment utilisesen astronomie.

Les pellicules et plaques 7 photographiques sont les plus anciens detecteurs non naturelsutilises par les astronomes. Leur sensibilite, leur stabilite et leur finesse de grain a ete enconstante amelioration jusqu’a leur remplacement quasi-total, dans les annees 80’, par desrecepteurs electroniques : les matrices CCD encore appelees cameras CCD.

Une matrice CCD (pour Charge Coupled Device) est une grille de plusieurs millionsde condensateurs microscopiques, graves sur un substrat de silicium, qui se remplissentd’electricite lorsqu’ils recoivent de la lumiere. La lecture de la charge accumulee par chacunde ces condensateurs durant le temps de pose fournit un signal electrique, qui, dumentamplifie et mis en forme, peut etre affiche sur un ecran cathodique ou stocke sous formenumerique dans un ordinateur.

Le meme genre de dispositif, construit sur des substrats autres que le Silicium, permetde percevoir l’infrarouge moyen, a condition de refroidir tres energiquement le capteur pardivers procedes (circulation d’azote liquide, effet Pelletier,...).

7. Pour augmenter la stabilite et la durabilite mecanique des supports photographiques, les emulsionsphotosensibles a usage astronomique ont tres vite ete deposees non plus sur des supports souples (film)mais sur des plaques de verre.


Rayons γ Rayons X U.V. Vis

ible

I.R. Micro-ondes Ondes Radio

λ (m)10-12 10-9 10-6 10-3 1 103

ν (Hz)1061091012101510181021

E (eV)109 106 103 1 10-3 10-6 10-9

Figure 8.1 – Le spectre des ondes electromagnetiques classees en fonction de leur longueur d’onde(echelle du haut), de leur frequence (echelle du milieu) et de l’energie du photon associe (echelledu bas). Les trois echelles sont logarithmiques.


Lunette de Galilée

Objectif

Oculaire

Lunette de Kepler

Objectif

Oculaire

Foyer

Ff

Telescope de Newton

Miroir primaire

Miroir secondaire

Oculaire

Telescope de Cassegrain

Miroir primaire

Miroir secondaire

Oculaire

Figure 8.2 – Schema simplifie des principaux types d’instruments optiques utilises en astronomiepour collecter la lumiere.

8.5. SYNTHESE 173

8.5 Synthese

– Les ondes electromagnetiques constituent la principale source d’information de l’as-tronome. On les nomme, par ordre croissant de frequence : ondes radio, micro-ondes,infrarouges, lumiere visible (0.4 − 0.8µm), ultraviolet, rayons X, rayons γ, rayonscosmiques.

– L’extraction d’information astronomiques a partir de la lumiere des astres necessiteune chaıne optique comprenant un collecteur de lumiere (lunette, telescope), eventuellementun dispositif analyseur (spectrographe, polarimetre), et un detecteur (œil, plaquephotographique, camera CCD).

– Les collecteurs de lumiere jouent le role d’entonnoirs a lumiere. Ils concentrent lalumiere collectee au travers d’une grande ouverture en lui donnant une forme coniqueconvergente dont la pointe (le foyer) doit se trouver sur le detecteur (œil + oculaire,plaque photo, CCD). La convergence de la lumiere peut s’obtenir soit par une lentille(c’est les cas des lunettes) soit par un miroir concave (c’est le cas des telescopes).

– On peut intercaler entre le collecteur de lumiere et le recepteur des appareils dephysique pour “dissequer” finement la lumiere. Cet appareil peut etre entre autreun spectrographe (il separe les differentes composantes de couleur de la lumiere) ouun polarimetre (il separe les differentes composantes de polarisation).

– La decomposition d’une lumiere selon ses composantes de couleur (le spectre) donneacces a de nombreuses informations physiques sur l’objet emetteur (composition chi-mique, temperature, vitesse de rotation, vitesse radiale, module du champ magnetique...).

– La decomposition d’une lumiere selon sa polarisation donne acces aux composantesdu champ magnetique, et aux mecanismes de renvoi de la lumiere par une planeteou un asteroıdes.

– Les recepteurs different par leur sensibilite (luminosite minimale perceptible), leurfinesse de grain (la taille du plus petit recepteur elementaire) et leur bande spec-trale (plage de longueurs d’ondes perceptibles). Les principaux recepteurs utilises enastronomie sont l’œil humain, les plaques photographiques et les cameras CCD.

Chapitre 9

Pour en savoir plus...

9.1 Sites Internet

La liste qui suit est fort loin d’etre exhaustive, bien entendu. De plus, les sites WEBetant des choses mouvantes, la validite des informations ci-dessous n’est pas garantie surle long terme.

La plupart de ces sites proposent des liens vers d’autres serveurs traitant de sujetsvoisins. Une promenade virtuelle au travers de cette arborescence de sites qui s’enchaınentpeut etre longue mais enrichissante.

– http ://www.oca.eu : Serveur WEB de l’Observatoire de la Cote d’Azur.– http ://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ : Portail WEB de la base de donnees

stellaire du CDS (Centre de Donnees Stellaires) de l’Observatoire de Strasbourg. Ony trouve l’ensemble des connaissances de base sur les etoiles (positions, mouvementpropre, parallaxe, magnitudes, etc.).

– https ://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi : Portail WEB de la base de donnees duJPL (Jet Propulsion Laboratory) concernant les petits corps du systeme solaire(asteroıdes, cometes, etc...).

– http ://heavens-above.com : Serveur WEB astronomique offrant entre autrede nombreuses possibilites de calcul des survols d’un lieu donne par les satellitesartificiels visibles a l’œil nu (Station Spatiale Internationale ISS, flash des satellitesIridium, etc).

– http ://www.obsat.com : Serveur WEB astronomique canadien pour l’aide al’observation visuelle des satellites artificiels.

– http ://sohowww.estec.esa.nl : Serveur WEB consacre a la sonde spatiale SoHOdestine a l’observation du Soleil. On y trouve des images du Soleil transmises par lasonde SoHO au jour le jour ( /data/latestimages.html).

– http ://bass2000.obspm.fr/home.php : Portail WEB de la base de donneessolaires BASS2000. Tres complet.

– http ://near.jhuapl.edu : Serveur du “Applied Physics Laboratory” de l’Uni-versite John Hopkins (Baltimore, USA), dont une partie est consacree aux imagesquotidiennes de l’asteroıde Eros, prises par la sonde NEAR.

– http ://www.imcce.fr : Serveur WEB de l’IMCCE (Institut de Mecanique Celesteet de Calcul des Ephemerides), anciennement “Bureau des Longitudes” (Paris). Ony trouve des donnees tres completes dans les domaines de la mecanique celeste et lemetrologie du temps et de l’espace.

– http ://hpiers.obspm.fr : Serveur WEB de l’IERS (International Earth Rotation

175

176 CHAPITRE 9. POUR EN SAVOIR PLUS...

Service), qui surveille la rotation terrestre et decide, a l’echelle mondiale, de l’ad-jonction de secondes intercalaires entre le Temps Atomique International (TAI) et leTemps Universel Coordonne (UTC) pour que ce dernier ne s’ecarte jamais de plusd’une seconde du Temps Universel (UT1).

– http ://www.iap.fr : Serveur WEB de l’Institut d’Astrophysique de Paris. Ony trouve des images et des logiciels astronomiques, ainsi que des actualites commel’eclipse solaire du 11 aout 1999.

– http ://darc.obspm.fr : Serveur WEB du Departement d’Astrophysique Relati-viste et de Cosmologie de l’Observatoire de Meudon. On y trouve des informationssur les trous noirs et autres objets cosmologiques lies a la Relativite d’Einstein.

– http ://encke.jpl.nasa.gov : Serveur WEB de la NASA consacre aux observationsde cometes.

– http ://www.esa.int : Serveur WEB general de l’ESA (European Space Agency).– http ://www.nasa.gov : Serveur WEB general de la NASA (National Aeronautics

and Spatial Administration).– http ://heasarc.gsfc.nasa.gov : Serveur WEB du High Energy Astrophysics

Science Archive Research Center de la NASA. On y trouve de nombreux documentset images concernant certaines missions spatiales (http ://heasarc.gsfc.nasa.gov/Images/).

– http ://www.stsci.edu : Serveur WEB du Space Telescope Science Institute. Ony trouve des renseignements concernant le telescope spatial Hubble.

– http ://www.meteo.fr : Serveur WEB de Meteo France. Bien utile pour preparerune observation astronomique ! !

– http ://www.ign.fr : Serveur WEB de l’Institut Geographique National. On ytrouve de nombreux renseignements de cartographie, geodesie et nivellement, ainsiqu’une base de donnees sur les coordonnees des communes de France.

– http ://www.virgo.infn.it/ : Un des serveurs WEB consacres au detecteur d’ondesgravitationnelles VIRGO.

9.2 Bibliographie

[1] Annuaire du Bureau des Longitudes ; Ephemerides Astronomiques, par le Bureau desLongitudes, chez Masson (Paris, publication annuelle).

[2] Astronomie Generale, par A. Danjon, chez Sennac (Paris, 1959).

[3] Lunettes et telescopes, par A. Danjon, chez Blanchard (Paris, 1979).

[4] Encyclopedie Scientifique de l’Univers, editee par le Bureau des Longitudes, chezGauthier-Villars (Paris 1980).

[5] Aujourd’hui l’Univers, par J. Audouze, chez Belfond (Paris, 1981).

[6] Clefs pour l’Astronomie, par J.C. Pecker, chez Seghers (Paris, 1981).

[7] Le Grand Atlas de l’Astronomie de l’Encyclopædia Universalis, sous la direction deJ. Audouze et G. Israel, chez Encyclopædia Universalis, (Paris 1983).

[8] Calculs Astronomiques a l’Usage des Amateurs, par J. Meeus, edite par la SocieteAstronomique de France, (Paris, 1986).

[9] The Sky : a User’s Guide, par D.H. Levy, chez Cambridge University Press (Cam-bridge, 1991).

[10] Astronomie : Introduction, par A. Acker, chez Masson, (Paris, 1992).

9.2. BIBLIOGRAPHIE 177

[11] Atlas de la Lune, par A. Rukl, chez Grund, (Paris, 1993).

[12] Le Livre du Ciel : L’Homme et les Etoiles, par J.L. Heudier, chez Z’Editions, (Nice,1995).

[13] Les Planetes, par D. Benest, aux Editions du Seuil, (Paris, 1996).

[14] Le Livre de la Lune, par J.L. Heudier, chez Z’Editions, (Nice, 1996).

[15] Les Meteorites, dans les “Carnets d’histoire naturelle”, chez Bordas, (Paris 1996).

[16] Invitation aux planetes, edite par D. Benest et Cl. Froeschle, chez ESKA, (Paris 1999).

[17] Asteroıdes, meteorites et poussieres interplanetaires, edite par D. Benest et Cl. Froes-chle, chez ESKA, (Paris 1999).

[18] Dictionnaire de l’Astronomie, (Encyclopædia Universalis), chez Albin Michel, (Paris,1999).

[19] Le calendrier Hebraıque, par R. Stioui, aux editions Colbo, (Paris, 1988).

178 CHAPITRE 9. POUR EN SAVOIR PLUS...

Chapitre 10

Personnages celebres

– Adams (John Cough) : Astronome anglais (1819-1892) qui decouvrit par le cal-cul la planete Neptune en 1843, sans toutefois reussir a la faire observer. Voir lasection 3.5.

– Anaxagore : Mathematicien grec (-499 a -428) qui comprit que les planetes etaientdes solides opaques susceptibles de se faire de l’ombre.

– Anaximandre : Mathematicien grec (-611 a -545), disciple de Thales de Milet. Ilmodifie la vision du monde de Thales en placant la Terre seule au centre de l’Univers,flottant dans l’espace. Il placait les differentes planetes sur des roues de differentsdiametres, tournant autour de la Terre.

– Apollonius de Perge : Mathematicien grec (≃-260 a -170) qui fut un des precurseursdes modeles a epicycles et deferents pour la description des mouvements planetaires.Ce type de description allait connaıtre le sommet de sa perfection grace a C. Ptolemeeenviron 150 ans apres J.C.

– Aristarque de Samos : Astronome grec (-310 a -230) qui fut un precurseur del’heliocentrisme. Voir la section 3.2. Il tenta la premiere mesure de la distance Terre-Soleil.

– Aristote : Philosophe grec (-384 a -322). Voir la section 3.2.– Auzout (Adrien) : Astronome francais (1622-1691) qui inventa en 1667 avec J. Pi-

card le micrometre a fils mobiles.– Bessel (Friedrich) : Astronome et mathematicien allemand (1784-1846) qui effec-

tua, en 1838, la premiere mesure de la distance d’une etoile en utilisant sa parallaxe.Il s’agissait de l’etoile 61-Cygni dont il annonca la parallaxe a 0.31” (la valeur actuel-lement reconnue est de 0.294”). Voir la section 4.2.1. F. Bessel est aussi connu pouravoir determine la trajectoire de la comete de Halley, ainsi que pour ses travaux surles mouvements des planetes. Ces travaux le conduisirent a introduire une nouvellefamille de fonctions mathematiques transcendantes qui portent son nom.

– Bethe (Hans Albrecht) : Physicien americain d’origine allemande (1906- ?) quicontribua a proposer l’explication nucleaire moderne pour l’origine de l’energie so-laire. Voir la section 3.6.

– Boltzmann (Ludwig) : Physicien allemand (1844-1906) qui a jete les bases de laphysique statistique. Voir la section 3.6.

– Bradley (James) : Astronome anglais (1693-1762) qui decouvrit l’aberration desetoiles. Voir la section 3.5.

– Brahe (Tycho) : Astronome danois (1546-1601) qui observa avec precision lesmouvements des planetes. Voir la section 3.4.

179

180 CHAPITRE 10. PERSONNAGES CELEBRES

– Bruno (Giordano) : Philosophe italien (1548-1600) qui fut brule vif a Rome pouravoir proclame la pluralite des mondes. Voir la section 3.4.

– Bunsen (Robert) : Physicien allemand (1811-1899) qui contribua aux fondationsde la methode d’analyse chimique a distance par spectroscopie. Voir la section 3.6.

– Copernic (Nicolas) : Astronome polonais (1473-1543) auteur de la premiere theoriecosmologique heliocentrique. Voir la section 3.4.

– Della Porta (Giambattista) : Savant italien (1535-1615) auquel on attribue l’in-vention de la lunette dite “lunette de Galilee” (Galilee fut le premier a l’utiliser ades fins astronomiques).

– Descartes (Rene) : Philosophe, mathematicien et physicien francais (1596-1650)qui introduisit le principe d’inertie, la geometrie analytique et l’optique geometrique.

– Eddington (sir Arthur Stanley) : Astronome et physicien anglais (1882-1944)qui proposa la premiere explication realiste pour l’origine de l’energie solaire etstellaire.

– Einstein (Albert) : Physicien allemand (1879-1955) qui introduisit la Theorie dela Relativite en 1905 et 1916. Voir la section 3.6.

– Erathostene de Cyrene : Mathematicien grec (-273 a -192) qui effectua la premieremesure du rayon de la Terre. Voir la Section 3.2.

– Eudoxe de Cnide : Mathematicien grec (-408 a -355) qui proposa un modele pourles mouvements des planetes base sur des spheres concentriques liees les unes auxautres par des axes de rotation inclines, autour desquels elles tournaient a vitesseuniforme. Chaque planete etait liee a un point de l’equateur d’une des sphere.

– Foucault (Leon) : Physycien francais (1819-1868) qui inventa le gyroscope pourmettre en evidence la rotation de la Terre, et qui mesura en 1850 la vitesse de lalumiere par la methode du miroir tournant. Il est aussi connu pour son pendulepesant installe sous le dome du Pantheon, a Paris, pour montrer la rotation de laTerre, ainsi que pour des travaux sur les courants induits.

– Fraunhoffer (Joseph von) : Physicien allemand (1787-1826) qui etudia le premierle spectre de la lumiere solaire en 1824. Voir la section 3.6.Galilee (Galileo Galilei, dit) : Physicien et astronome italien (1564-1642) par-tisan des these heliocentristes de Copernic, et auteur de la premiere observationastronomique avec une lunette optique (1609). Voir la section 3.4.

– Galle (Johann Gottfried) : Astronome allemand (1812-1910) qui observa laplanete Neptune le 23 septembre 1846, sur les indications de Le Verrier. Voir lasection 3.5.

– Halley (Edmund) : Astronome anglais (1656–1742) qui, lors de son passage de1682, identifie la comete periodique qui portera son nom (P/Halley). Il est aussil’auteur des premieres cartes du ciel.

– Helmholtz (Hermann von) : Physicien allemand (1821-1894) qui proposa uneexplication (refute depuis) pour l’origine de l’energie solaire. Il est egalement connupour avoir mis en lumiere le role des harmoniques dans le timbre des voix.

– Herschel (William) : Astronome anglais d’origine allemande (1738-1822) quidecouvrit la planete Uranus en 1781. Voir la section 3.5.

– Hertzsprung (Einar) : Astronome danois (1873-1967) qui contribua a creer uneclassification systematique des etoiles (diagramme d’Hertzsprung-Russel). Voir lasection 3.6.Hevelius (Johann) : Astronome allemand (1611-1687) qui publia le premier atlaslunaire.

181

Hipparque : Astronome et mathematicien grec de l’ecole d’Alexandrie (-190 a -120av. J.C.) qui fonda la trigonometrie, qui etablit le premier catalogue d’etoiles, quimesura la duree de l’annee tropique a mieux que 7 minutes pres et qui decouvrit laprecession des equinoxes. Voir la section 3.2.

– Hooke (Robert) : Mathematicien et astronome anglais (1635-1703) qui parti-cipa avec Newton a l’elaboration de la theorie du mouvement des planetes, et quidecouvrit les lois de l’elasticite.

– Hubble (Edwin) : Astrophysicien americain (1889-1953) qui decouvrit l’expansionde l’Univers. Voir la section 3.6.

– Huygens (Christiaan) : Physicien et astronome neerlandais (1629-1695), qui fut al’origine de nombreuses decouvertes en matiere d’horlogerie de precision. Il s’illustreaussi par son hypothese ondulatoire de la lumiere (principe de Huygens-Fresnel). Onlui attribue la decouverte des anneaux de Saturne.

– Jansky (Karl) : Astronome americain (1905-1950) qui fonda la radio-astronomie.Voir la section 3.6.

– Kant (Emmanuel) : Philosophe allemand (1724-1804) qui proposa en 1755 unetheorie pour l’origine du systeme solaire.

– Kepler (Johannes) : Astronome allemand (1571-1630) qui decouvrit les lois regissantles mouvements orbitaux des planetes. Voir la section 3.4. Il publia “Mysterium Cos-mographicum” en 1596, ouvrage dans lequel il tente de rendre compte des positionsdes orbites des planetes connues a l’epoque, en les placant sur des spheres inscriteset conscrites dans et autour des cinq solides de Platon (les cinq polytopes convexesreguliers : le tetraedre, l’hexaedre ou cube, l’octaedre, le dodecaedre et l’icosaedre).Il publia “Astronomia Nova” en 1609, ouvrage dans lequel il fait la synthese desobservations de Tycho Brahe sur le mouvement de la planete Mars. Il y enonce lesdeux lois regissant des mouvements de Mars qui portent depuis les noms de premiereet deuxieme lois de Kepler. Ca n’est qu’en 1618 qu’il publie “Harmonice Mundi”, ou-vrage dans lequel il enonce la fameuse troisieme loi de Kepler pour les mouvementsplanetaires.

– Kirchoff (Gustav) : Physicien allemand (1824-1887) qui contribua a la fondationde la methode d’analyse chimique a distance par spectroscopie. Voir la section 3.6.

– Lagrange (Comte Louis de) : Astronome et mathematicien francais (1736-1813)qui inventa le calcul variationnel et l’appliqua a la mecanique celeste. Voir la sec-tion 3.5.

– Laplace (Pierre-Simon, marquis de) : Astronome, mathematicien et physicienfrancais (1749-1827) qui proposa la premiere theorie de la formation du systemesolaire et etudia en detail les mouvements des planetes. C’est lui qui introduisit leterme de “mecanique celeste”. Voir la section 3.5.

– Le Verrier (Urbain Jean Joseph) : Astronome francais (1811-1877) qui decouvritla Planete Neptune par le calcul en 1846. Voir la rubrique “Galle (Johann)” et lasection 3.5.

– Lyot (Bernard) : Astronome et opticien francais (1897-1952) qui inventa le coro-nographe solaire.

– Mayer (Robert von) : Physicien et medecin allemand (1814-1878) qui proposaen 1845 le principe d’equivalence de l’energie mecanique et de la chaleur. Il proposaaussi une hypothese (refutee depuis) sur l’origine de l’energie solaire.

– Messier (Charles) : Astronome francais (1730-1817) qui etablit le premier cata-logue d’objets celestes diffus (nebuleuses, galaxies, ...). Voir la section 3.5.

182 CHAPITRE 10. PERSONNAGES CELEBRES

– Newton (Isaac) : Physicien anglais (1643-1727) qui decouvrit les principes de lamecanique classique et les lois de l’attraction universelle. Voir la section 3.4.

– Oort (Jan Hendrik) : Astronome neerlandais (1900-1992) qui fut un des peresfondateurs de la radio-astronomie. On lui doit aussi une des premieres descriptionsexactes de notre galaxie. Il decouvrit en 1950 un vaste reservoir de cometes a peupres spherique d’environ 50 00ua de rayon, qui porte son nom : le “nuage de Oort”.

– Paramenide : Philosophe grec (-540 a -450 environ) qui introduisit l’idee d’uneTerre spherique.

– Penzias (Arno) : Radio-astronome americain d’origine allemande (1933- ?) quidecouvrit avec R. Wilson le rayonnement radio fossile “a 2.7K”, d’origine cosmique,qui constitue une des donnees de base de la cosmologie.

– Piazzi (Giuseppe) : Astronome italien (1746-1826) qui decouvrit le premier asteroıde(Ceres) dans la nuit du 31 decembre 1800, a Palerme en Sicile.

– Picard (Abbe Jean) : Astronome Francais (1620-1682) qui realisa une des premieresmesures exactes du rayon terrestre, et qui inventa en 1667 avec A. Auzout le mi-crometre a fils mobiles.

– Planck (Max) : Physicien allemand (1858-1947) qui initia la theorie des quanta.Voir la section 3.6.

– Ptolemee (Claude) : Astronome grec (85 a 168 environ) auteur de l’Almageste,theorie cosmologique geocentrique qui est restee en vigueur jusqu’a la Renaissance.Voir la section 3.2.

– Rømer (Olaus) : Astronome danois (1644-1710) qui effectua la premiere mesureastronomique de la vitesse de la lumiere en observant les retards et avances desoccultations des satellites de Jupiter. Voir la section 3.5.

– Russel (Henry Norris) : Astronome americain (1877-1957) qui contribua a creerune classification systematique des etoiles (diagramme d’Hertzsprung-Russel). Voirla section 3.6.

– Thales de Milet : Mathematicien grec (-640 a -562) fondateur de l’ecole ioniennequi comprit que c’est le Soleil qui eclaire la Lune, et qui sut calculer les eclipses deLune avec une bonne precision. Il voyait la Terre comme un disque flottant sur unocean d’un fluide primordial dont l’evaporation donne l’air.

– Tombaugh (Clyde) : Astronome americain (1906-1997) qui decouvrit Pluton.– Weizsacker (Carl von) : Physicien allemand (1912- ?) qui contribua a proposer

l’explication nucleaire moderne pour l’origine de l’energie solaire. Voir la section 3.6.– Wien (Wilhelm) : Physicien allemand (1864-1928) qui decouvrit la relation entre

la temperature et la couleur d’un objet. Voir la section 3.6.– Wilson (Robert W.) : Radio-astronome americain (1936- ?) qui decouvrit avec

A. Penzias le rayonnement radio fossile “a 2.7K”, d’origine cosmique, qui constitueune des donnees de base de la cosmologie.

Chapitre 11

Glossaire

– Alidade : A l’origine, simple baton destine a viser les etoiles pour en materialiserla direction. Par la suite, le mot alidade a designe divers instruments ou partiesd’instruments permettant la mesure de hauteurs angulaires.

– Amas de galaxies : Regroupement de plusieurs dizaines a plusieurs milliers degalaxies dans un volume dont les dimensions typiques sont de l’ordre de quelquesmillions d’annees-lumiere. Notre galaxie appartient a un tel amas, que l’on nomme“le groupe local”.

– Amas galactique : Regroupement peu dense de quelques dizaines d’etoiles, souventrelativement jeunes. On trouve de tels amas essentiellement dans le plan moyen denotre galaxie, d’ou le nom d’amas “galactique”.

– Amas globulaire : Regroupement dense de plusieurs centaines de milliers d’etoiles,souvent relativement agees, dans un volume quasiment spherique dont le diametreest de l’ordre de la centaine d’annees-lumiere. On trouve de tels amas dans toutle halo galactique, zone vaguement spherique entourant la partie centrale de notregalaxie.

– Amas ouvert : Synonyme d’amas galactique (voir la rubrique consacree a ce terme).– Angle horaire (d’un corps celeste) : Angle entre le plan meridien du lieu ter-

restre d’observation, et le plan contenant l’axe de la Terre et l’objet celeste en ques-tion. Cet angle est souvent exprime en heures, minutes et secondes sur la base del’equivalence 24h ⇔ 360o. Il est compte positif quand le corps est a l’Ouest dumeridien local. L’angle horaire, notee H forme, avec la declinaison δ les coordonneeshoraires du corps celeste.

– Annee anomalistique : Duree separant deux passages consecutifs de la Terre ason perihelie. Une annee anomalistique vaut 365 j 6h 13m 53. s, soit 365.2596 j.

– Annee commune : Annee de 12 mois du calendrier hebraıque, par oppositionaux annees “embolismiques” qui en comportent 13. Il y a 12 annees communes et7 annees embolismiques dans le cycle de 19 ans du calendrier luni-solaire hebraıque.

– Annee draconitique : Duree separant deux passages consecutifs de la Terre dansla direction du nœud ascendant de l’orbite lunaire (direction Terre-Lune lorsque laLune traverse, du Sud au Nord, le plan ecliptique). Une annee draconitique vautenviron 346.6 j.

– Annee embolismique : Annee de 13 mois du calendrier hebraıque, par oppositionaux annees “communes” qui en comportent 12. Il y a 7 annees embolismiques et12 annees communes dans le cycle de 19 ans du calendrier luni-solaire hebraıque.

– Annee gregorienne : Duree moyenne d’une annee dans le calendrier gregorien (97

183

184 CHAPITRE 11. GLOSSAIRE

annees bissextiles de 366 j pour 303 annees normales de 365 j). Cette duree est de365.2425 j.

– Annee julienne : Duree moyenne d’une annee dans le calendrier julien (une anneebissextile de 366 j pour trois annees normales de 365 j). Cette duree est de 365.25 j.

– Annee siderale : Duree separant deux instants pour lesquels la direction “So-leil → Terre” est la meme par rapport aux etoiles fixes. Une annee siderale vaut365 j 6h 9m 9.75 s, soit 365.25636 j.

– Annee tropique : Duree separant deux equinoxes de printemps consecutifs. Uneannee tropique vaut 365 j 5h 48m 45.97 s, soit 365, 24219 j.

– Annee-lumiere : Unite de mesure de distance en astronomie valant la distanceparcourue par la lumiere en une annee julienne, soit 1 al = 9.4607304725808 1012 km.

– Aphelie : Point de l’orbite d’un corps du systeme solaire qui se trouve au plus loindu Soleil.

– Apogee : Point de l’orbite d’un satellite de la Terre qui se trouve au plus loin de laTerre. Ce terme s’applique a tout satellite, naturel (la Lune) ou artificiel en orbiteautour de la Terre.

– Ascension droite : Angle entre la direction vernale et la direction d’un corpsceleste, projetee dans le plan de l’equateur terrestre. Cet angle est souvent exprimeen heures, minutes et secondes sur la base de l’equivalence 24h ⇔ 360o. Il estcompte positif quand le corps est a l’Est de la direction vernale. L’ascension droite,notee α, forme avec la declinaison δ les coordonnees equatoriales du corps celeste.

– Asteroıde : Petit corps du systeme solaire (le plus gros, Ceres, mesure environ1000 km de diametre). Les asteroıdes sont regroupes pour la plupart dans la “ceintureprincipale” (entre les orbites de Mars et Jupiter), et dans la “ceinture de Kuiper”,(au dela de l’orbite de Neptune).

– Azimut : Angle entre la direction du Sud en un lieu donne, et la direction d’uncorps celeste, projetee dans le plan horizontal du lieu. Cet angle est souvent exprimeen degres, minutes et secondes. Il est compte positif quand le corps celeste est al’Ouest. L’azimut forme avec la hauteur les coordonnees horizontales ou azimutalesdu corps celeste.

– Bande spectrale) : Ensemble des ondes electromagnetiques dont la longueur d’ondeest comprise entre deux limites. On parle par exemple de la bande spectrale de sen-sibilite d’un detecteur pour signifier l’intervalle des longueurs d’ondes auxquelles ilest sensible.

– Bissextile (annee) : Annee de 366 j alternant avec les annees communes de 365 jpour donner une valeur moyenne de l’annee aussi proche que possible de l’anneetropique (intervalle entre deux equinoxes de printemps). Voir la Section 4.1.1.

– Bonnette : Partie mecanique situee au voisinage du plan focal d’un instrumentastronomique, et qui est destinee a la fixation de l’instrumentation (oculaire, camera,...).

– Boson intermediaire : Particule responsable d’une interaction fondamentale. Voirla section 5.1.

– Camera CCD : Recepteur lumineux pour l’imagerie, dont la surface sensible estune matrice CCD (voir ce terme).

– Ceinture de Kuiper : Zone situee au dela de l’orbite de Neptune, peuplee par desasteroıdes et des cometes.

– Ceinture de van Allen : Zone ou les particules chargees venues du Soleil seretrouvent piegees par le champ magnetique terrestre.

185

– Ceinture principale : Zone vaguement annulaire comprise entre les orbites deMars et Jupiter, qui est peuplee d’asteroıdes.

– Comete : Petit corps du systeme solaire, forme essentiellement de glace avec desinclusions en materiaux plus refractaires. Lorsqu’un tel corps passe a proximite duSoleil, la glace se sublime et produit une chevelure parfois spectaculaire meme a l’œilnu.

– Conique plane : Famille de courbes planes constituee par toutes les intersectionspossibles d’un cone a base circulaire et d’un plan. Les cercles, les ellipses, les para-boles et le hyperboles sont des coniques planes.

– Constante de Planck : Constante universelle de la physique qui permet de relierl’energie d’un photon (voir ce terme) a la frequence de l’onde electromagnetique(voir ce terme) associee selon la formule : Energie = h × Frequence. Elle vauth = 6.62607 10−34 Joule/Hertz ou encore h = 4.13566 10−15 eV/Hertz pour desenergies exprimees en electron-Volt (voir ce terme).

– Constante de structure : Parametre qui permet de comparer la force relative desquatre interactions fondamentales de l’Univers. Voir la section 5.1.

– Constellation : Ensemble d’etoiles qui ne sont pas forcement proches les unesdes autres, mais qui semblent, depuis la Terre, former des dessins geometriques.Exemple : la grande Ourse, Orion, Cassiopee, etc.

– Coordonnees ecliptiques (d’un corps celeste) : Coordonnees spheriques (dis-tance, longitude ecliptique, latitude ecliptique) d’un corps celeste dans le reperageecliptique Voir la section 4.2.2 et la rubrique “reperage ecliptique”.

– Coordonnees equatoriales (d’un corps celeste) : Coordonnees spheriques (dis-tance, ascension droite, declinaison) d’un corps celeste dans le reperage equatorial.Voir la section 4.2.2 et la rubrique “reperage equatorial”.

– Coordonnees horaires (d’un corps celeste) : Coordonnees spheriques (distance,angle horaire, declinaison) d’un corps celeste dans le reperage equatorial, avec commeorigine le plan meridien du lieu d’observation au lieu du point vernal. Voir la sec-tion 4.2.2 et la rubrique “reperage horaire”.

– Coordonnees horizontales (d’un corps celeste) : Coordonnees spheriques (dis-tance, azimut, hauteur) d’un corps celeste dans le reperage horizontal. Voir la sec-tion 4.2.2 et la rubrique “reperage horizontal”.

– Coronographe : Lunette astronomique equipee d’un dispositif cachant la photo-sphere pour permettre l’etude de la couronne solaire. Ce dispositif fut invente etrealise par B. Lyot en 1931.

– Declinaison : Hauteur angulaire d’un corps celeste par rapport au plan equatorialterrestre. Cet angle est souvent exprime en degres, minutes et secondes. Il estcompte positif quand le corps celeste est au Nord du plan equatorial terrestre. Ladeclinaison, notee traditionnellement δ forme, avec l’ascension droite α les coor-donnees equatoriales du corps celeste.

– Demi-grand axe : Valeur moyenne de la distance minimale et de la distance maxi-male entre un corps (par exemple une planete) en orbite elliptique et le centre autourduquel il gravite (par exemple le Soleil). C’est l’un des six elements orbitaux qui per-mettent de specifier une orbite donnee (voir la rubrique “Elements orbitaux”).

– Direction vernale : Voir la rubrique “Point vernal”.– Distance zenithale : Complement a 90o de la hauteur (voir la rubrique “Hauteur”).– Ecliptique : Plan contenant l’orbite de la Terre autour du Soleil. Il est ainsi nomme

car c’est le plan dans lequel se passent les eclipses de Lune ou de Soleil (Les eclipses


ne peuvent se produire que si la Lune est au voisinage du plan ecliptique).– Electron-Volt : Unite d’energie adaptee a la physique des particules. Un Electron-

Volt (eV) vaut 1.60218 10−19 Joule. C’est l’energie qu’acquiert un electron accelerepar une tension de 1V olt.

– Elements orbitaux (ou parametres orbitaux) : Ensemble de six parametres quipermettent de definir sans ambiguıte une orbite keplerienne donnee, parmi l’infinited’orbites kepleriennes qui peuvent exister autour d’un meme corps attracteur. Cesparametres sont l’inclinaison du plan orbital, la longitude du nœud ascendant, lalongitude du perihelie, la longitude moyenne du corps a une date donnee, le demi-grand axe et l’excentricite. Voir les rubriques du glossaire consacrees a ces mots,ainsi que la section 5.4.2.

– Embolismique (annee) : Voir la rubrique “Annee embolismique”.– Equation du temps : Difference “temps solaire moyen − temps solaire vrai” ex-

primee en minutes (voir Section 4.1.3). Cette quantite varie au cours de l’annee selonla courbe de la figure 4.1 et reflete les irregularites du mouvement apparent du Soleil,dues au caractere non circulaire de l’orbite de la Terre et a l’obliquite de 23o 27′ del’axe de rotation de la Terre. C’est cette correction qu’il faut ajouter a la lectured’un cadran solaire astronomique pour obtenir le temps solaire moyen, duquel ontire l’heure legale (celle des montres et horloges) par adjonction de la longitude ouestdu lieu (soustraction de la longitude Est) et de la correction de fuseau horaire (enFrance, +1h en hiver et +2h en ete).

– Equinoxe : Instant pour lequel la declinaison geocentrique du Soleil s’annule (equi-noxe de printemps lorsque la declinaison s’annule en croissant, et equinoxe d’automnedans le cas contraire). Ce mot vient du latin equi (egal) et nox (la nuit) : instantqui realise l’egalite de la nuit et du jour.

– Etoile : Corps celeste emettant de l’energie lumineuse visible, et qui est le siege dereactions de fusion thermonucleaire.

– Etoile a neutrons : Etoile suffisamment dense pour que sa matiere ne puisse plussubsister sous une forme ordinaire (organisee en atomes et molecules), mais plutotsous la forme degeneree de simples neutrons agglomeres. Apres l’extinction d’uneetoile relativement massive en fin de vie, son cœur se contracte sous son proprepoids, et peut finir sous la forme d’une telle etoile a neutrons.

– Etoile filante : Trace lumineuse ephemere laissee dans le ciel par un meteorite quibrule dans l’atmosphere.

– Excentricite : Nombre sans dimension qui caracterise le degre d’ellipticite (c’est-a-dire de non-circularite) d’une orbite Keplerienne. L’excentricite est nulle pour uneorbite circulaire. Elle est strictement comprise entre 0 et 1 pour des orbites ellip-tiques non circulaires, elle vaut 1 pour les orbites paraboliques, et est strictementsuperieure a 1 pour les orbites hyperboliques. C’est l’un des six elements orbitaux quipermettent de specifier une orbite donnee (voir la rubrique “Elements orbitaux”).

– Foyer : Lieu ou se concentre la lumiere en aval d’un objectif (lentille ou miroirconcave). Du latin focus : le feu, car c’est l’endroit ou naıt le feu dans le cas d’uneloupe utilisee avec la lumiere solaire pour enflammer un combustible.

– Galaxie : Regroupement de plusieurs centaines de milliards d’etoiles en rotationautour d’un centre commun, dans un volume de taille typique de l’ordre de quelquescentaines de milliers d’annees-lumiere. La “Voie Lactee” est la galaxie a laquelleappartient notre Soleil.

– Geante rouge : Etoile de grande taille, relativement froide, qui resulte sans doute

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de l’inflation d’une etoile ordinaire en fin de vie.– Hauteur : Hauteur angulaire d’un corps celeste par rapport au plan horizontal

d’un lieu donne. Cet angle est souvent exprime en degres, minutes et secondes. Il estcompte positif quand le corps celeste est au dessus du plan horizontal. La hauteurforme avec l’azimut les coordonnees horizontales ou azimutales du corps celeste.

– Hegire : Date origine du calendrier musulman. Elle correspond au depart de Ma-homet de la Mecque, le 16 juillet 622.

– Helek (Halakim au pluriel) : Unite de temps du calendrier hebraıque qui vaut1/1080eme d’heure, soit 3.33... secondes de temps.

– Heure : Unite de temps valant 3600 secondes (voir la rubrique “Seconde”).– Inclinaison : Inclinaison du plan d’une orbite keplerienne par rapport au plan de

reference (le plan ecliptique pour les orbites su systeme solaire). C’est l’un des sixelements orbitaux qui permettent de specifier une orbite donnee (voir la rubrique“Elements orbitaux”).

– Interaction electromagnetique : Une des quatre interactions fondamentales del’Univers. Elle est de portee infinie. Elle est responsable de la cohesion des atomes,des molecules et des cristaux. Elle est a la base de l’existence des liaisons chimiqueset donc de la matiere structuree, telle que nous la connaissons. Voir la section 5.1.

– Interaction gravitationnelle : Une des quatre interactions fondamentales del’Univers. Elle est de portee infinie. Elle est responsable de la cohesion de l’Univers,de la pesanteur, de la formation des etoiles et planetes, et de tous les mouvementsde la mecanique celeste. Elle est a la base de l’existence de l’Univers structure telque nous le connaissons. Voir la section 5.1.

– Interaction faible : Une des quatre interactions fondamentales de l’Univers. Elleest de portee finie (de l’ordre de 10−18 m) et n’intervient qu’a l’echelle sub-nucleaire.Elle est responsable des phenomenes de radioactivite β. Voir la section 5.1.

– Interaction forte : Une des quatre interactions fondamentales de l’Univers. Elleest de portee finie (de l’ordre de 10−15 m) et n’intervient qu’a l’echelle nucleaire.Elle est responsable de la cohesion des nucleons (neutrons, protons) dans les noyauxatomiques. Voir la section 5.1.

– Jour : Unite de temps valant 24 heures, soit 86400 secondes (voir la rubrique “Se-conde”).

– Jour sideral : Periode de rotation propre de la Terre par rapport aux etoiles fixes(et non par rapport au Soleil). Un jour sideral dure actuellement 23h 56m 4.09 s.

– Jour solaire moyen : Moyenne annuelle du jour solaire vrai (voir la rubrique “Joursolaire vrai”). Cette duree, ou plus precisement sa 86400eme partie, la seconde, alongtemps servi comme etalon de temps, jusqu’a ce que la technologie permette deconstruire des etalons de temps non-astronomiques, plus precis et stables.

– Jour solaire vrai : Duree separant deux instants de passage consecutifs du Soleilau Midi d’un lieu, c’est-a-dire dans le plan meridien du lieu. A cause de la non-circularite de l’orbite terrestre et de l’inclinaison de 23o 27′ de l’axe de rotation dela Terre, cette duree varie au cours de l’annee.

– Latitude (d’un lieu geographique) : Ecart angulaire de la direction “Centre dela Terre→lieu” par rapport a l’equateur terrestre. Cet angle est souvent exprimeen degres, minutes et secondes. Il est compte positif quand le corps est au Nord del’equateur. Il forme avec la longitude les coordonnees geographiques d’un lieu.

– Latitude ecliptique (d’un corps celeste) : Ecart angulaire de la direction “Soleil→ corps celeste” par rapport au plan ecliptique. Cet angle est souvent exprime en


degres, minutes et secondes. Il est compte positif quand le corps est au Nord del’ecliptique. Il forme avec la longitude ecliptique les coordonnees ecliptiques d’uncorps celeste.

– Longitude (d’un lieu geographique) : Angle entre le plan meridien du lieu enquestion et le plan meridien d’origine (meridien de Greenwich). Cet angle est exprimeen degres, minutes et secondes ou heures, minutes et secondes. Il est compte positifpour un lieu situe a l’Est du meridien de Greenwich.

– Longitude ecliptique (d’un corps celeste) : Angle entre la direction vernale etla direction du corps celeste, projetee sur le plan ecliptique. Cet angle est exprimeen degres, minutes et secondes. Il est compte positif vers l’Est ecliptique. Il formeavec la latitude ecliptique les coordonnees ecliptiques d’un corps celeste.

– Longitude du nœud ascendant : Longitude du point d’une orbite keplerienneauquel le corps orbitant traverse le plan de reference (le plan ecliptique pour uneorbite du systeme solaire). C’est l’un des six elements orbitaux qui permettent despecifier une orbite donnee (voir la rubrique “Elements orbitaux”).

– Longitude composite du perihelie : Somme de la longitude du nœud ascendantd’une orbite keplerienne et de l’angle entre le nœud ascendant et son perihelie. C’estl’un des six elements orbitaux qui permettent de specifier une orbite donnee (voir larubrique “Elements orbitaux”).

– Longitude composite moyenne d’une planete a une date donnee : Somme dela longitude du nœud ascendant d’une orbite keplerienne et de l’angle entre le nœudascendant et la position moyenne du corps orbitant a la date donnee. La positionmoyenne du corps est la position qu’aurait reellement ce corps a la date donnee,si l’excentricite de son orbite etait nulle. C’est l’un des six elements orbitaux quipermettent de specifier une orbite donnee (voir la rubrique “Elements orbitaux”).

– Lunaison : Duree separant deux phases consecutives de nouvelle lune.– Masse gravitationnelle : Coefficient qui intervient dans l’expression de la force

de gravitation. Actuellement, tout port a croire que la masse gravitationnelle d’uncorps est identique a sa masse inertielle. Voir les sections 5.1 et 5.2.3.

– Masse inertielle : Coefficient de proportionnalite entre la force subie par un corpset l’acceleration qu’il acquiert. Actuellement, tout port a croire que la masse inertielled’un corps est identique a sa masse gravitationnelle. Voir les sections 5.2.3 et 5.1.

– Matrice CCD : Capteur photosensible constitue par une grille de plusieurs mil-liers voire millions de mini-condensateurs qui se chargent lorsqu’ils recoivent de lalumiere. La charge electrique que chacun de ces mini-condensateurs reussit a accu-muler pendant le temps d’exposition reflete l’intensite lumineuse qu’il a recue. Cettecharge peut etre transformee en un signal electrique visualisable sur un ecran detelevision. CCD est l’acronyme de “Charge Coupled Device”.

– Meridien (d’un lieu geographique) : Demi-cercle joignant les poles de la Terreet passant par le lieu en question.

– Meteore : Phenomene atmospherique lumineux, par exemple associe a la chuted‘un meteorite.

– Meteorite : Asteroıde ou fragment d’asteroıde tombe sur Terre.– Micrometre a fils mobiles : Appareil destine a la mesure d’ecarts angulaires entre

deux astres, qui fut invente en 1667 par les astronomes A. Auzout et J. Picard. Il estconstitue de plusieurs fils fins dont certains sont mobiles par action d’un tambourmicrometrique. Ces fils sont places dans le plan focal d’un instrument astronomique,et servent de “pied a coulisse” dans ce plan focal.

189

– Midi solaire vrai (en un lieu) : Instant pour lequel le Soleil passe dans le planmeridien du lieu, c’est-a-dire au point culminant de sa trajectoire diurne. C’estl’instant pour lequel le temps solaire vrai local vaut 00 heure.

– Midi solaire moyen (en un lieu) : Instant pour lequel le temps solaire moyenlocal vaut 00 heure.

– Minute : Unite de temps valant 1/60eme d’heure. Voir la section 4.1.3.– Minute d’arc : Unite d’angle valant 1/60eme de degre. Voir la section 4.1.3.– Nadir : Direction de la verticale descendante en un lieu donne. C’est la direction

opposee au Zenith.– Naine blanche : Etoile petite, chaude et tres massive qui reste apres qu’une etoile

en fin de vie ait ejecte ses couches externes.– Nebuleuse : Objet celeste revetant l’apparence d’un nuage cotonneux et fila-

menteux. Il en existe de differentes sortes et de differentes origines (nebuleusesplanetaires, issues de l’ejection des couches externes d’une etoile moyenne en finde vie ; residus de supernova, nebuleuses diffuses, etc.).

– Neutrino : Particule elementaire de tres faible masse (sinon nulle), interagissanttres peu avec la matiere et donc tres difficile a detecter. Elle est emise en grandequantite par les reactions nucleaires qui ont lieu au cœur du Soleil. Sa detection nousrenseigne sur la temperature centrale du Soleil. Son existence avait ete predite parW. Pauli et E. Fermi en 1930, et confirmee experimentalement en 1958.

– Nord ecliptique : Celle des deux directions perpendiculaires au plan ecliptique,qui fait le plus petit angle avec la direction Sud-Nord de l’axe de la Terre.

– Nova (Novæ au pluriel) : Couple d’etoiles tres dissymetrique, dont la plus petiteet la plus dense aspire la matiere de la plus grosse, au point d’engendrer d’exploserpartiellement. Vue depuis la Terre, l’etoile parait soudain devenir plus brillante,au point parfois de sembler nouvelle (d’ou le nom de “nova stella” ou simplement“nova“).

– Nutation : Mouvement d’oscillation de l’axe de rotation d’une toupie (ou de toutcorps en rotation) qui se superpose au mouvement de precession. Voir la rubrique“Precession”.

– Nutation des equinoxes : Mouvement d’oscillation rapide et de faible amplitudequi affecte la direction de l’axe instantane de rotation de la Terre, et qui se su-perpose au mouvement lent et ample de precession des equinoxes. Voir la rubrique“Precession des equinoxes”.

– Objectif : Piece principale (lentille ou miroir) d’un instrument d’optique qui estdirigee vers l’objet a observer, pour en former une image intensifiee dans son planfocal.

– Oculaire : Piece optique dirigee vers l’œil de l’observateur, qui agit comme unepuissante loupe destinee a scruter finement le plan focal d’un instrument d’optique.

– Onde electromagnetique : Vibration des champs electriques et magnetiques sepropageant a la vitesse c = 299 792 458 m/s dans le vide. La lumiere en est un casparticulier.

– Parametre (d’une conique plane) : Quantite qui intervient dans la definitionanalytique d’une conique plane. Voir la section 5.4.1.

– Parallaxe : Tres legere variation annuelle de la position apparente (angulaire) d’uneetoile, due au fait qu’elle est vue, au cours de l’annee, depuis differents points del’orbite terrestre. Plus precisement, c’est l’angle sous lequel on verrait le demi-grandaxe de l’orbite terrestre depuis l’etoile consideree.


– Parsec : Unite de mesure de distance en astronomie, qui represente la distancede laquelle on verrait le demi-grand axe de l’orbite terrestre sous un angle de uneseconde d’arc, soit 1 pc = 3.0856775807 1013 km. “parsec” est la contraction de“parallaxe-seconde”.

– Perihelie : Point de l’orbite d’un corps du systeme solaire qui se trouve au pluspres du Soleil.

– Perigee : Point de l’orbite d’un satellite de la Terre qui se trouve au plus pres de laTerre. Ce terme s’applique a tout satellite, naturel (la Lune) ou artificiel en orbiteautour de la Terre.

– Photon : Particule elementaire sans masse mais dotee d’une energie, associe dansle cadre de la Mecanique Quantique a toute onde electromagnetique.

– Pixel : Contraction de l’anglais PIcture ELement. Ce terme designe les capteurselementaires reunis en grille pour former la partie sensible d’une camera electronique(par exemple une camer CCD).

– Plan ecliptique : Voir la rubrique “Ecliptique”.– Plan focal : Plan perpendiculaire a l’axe optique d’une piece optique (lentille, miroir

concave), et contenant le foyer de la piece optique en question (voir ce terme). C’estdans le plan focal de son objectif qu’un instrument optique astronomique forme uneimage intensifiee de l’objet celeste qu’il vise.

– Plan meridien (d’un lieu) : Plan contenant l’axe des poles terrestres, et contenantaussi le lieu en question.

– Planete : Gros corps gravitant autour d’une etoile (par exemple le Soleil), surune orbite stable. Le mot “planete” vient du grec planetos (πλνητoσ) qui signifie“errant”.

– Point vernal : Direction du Soleil vu depuis la Terre a l’instant de l’equinoxede printemps. Cette direction appartient a la fois au plan ecliptique et au planequatorial terrestre. Cette direction sert d’origine de mesure des angles pour lesreperages ecliptiques et equatoriaux.

– Precession : Lent mouvement de rotation de l’axe de rotation d’une toupie (ou detout corps en rotation). Sous l’effet de la precession, l’axe de rotation decrit un coneautour de la direction verticale.

– Precession des equinoxes : Lent mouvement de rotation de l’axe Sud-Nord de laTerre qui decrit, en 25 770 ans, un cone de 23o 27′ de demi-angle au sommet. L’originede cette precession est a relier a la non-sphericite de la Terre, et a l’interaction Terre-Soleil-Lune.

– Pulsar : Contraction de “PULsating stAR”. C’est une etoile a neutrons en rotationrapide sur elle-meme, et qui emet un pinceau d’ondes radio. Ce pinceau d’ondesradio tourne avec l’etoile, et se comporte, vu de la Terre comme le pinceau lumineuxd’un phare maritime : il produit un signal pulsant.

– Rapport d’ouverture : Rapport D/F du diametre d’un objectif d’instrumentoptique, divise par sa longueur focale. C’est ce rapport qui conditionne la luminositede l’instrument.

– Referentiel : Ensemble physique constitue par trois directions materielles et unehorloge, destine a servir de cadre pour la definition des mouvements mecaniques.Voir la section 5.2.1.

– Referentiel galileen (ou inertiel) : Referentiel dans lequel le mouvement d’uneparticule libre (soumise a aucune force) est rectiligne uniforme. Voir la section 5.2.2.

– Rega (Rega’im au pluriel) : Unite de temps du calendrier hebraıque qui vaut 1/76eme

191

de Helek (voir ce terme dans le glossaire), soit environ 43.86 millisecondes.– Reperage ecliptique : Reperage de la position d’un corps celeste par rapport au

plan de l’orbite de la Terre autour du Soleil (plan ecliptique). Voir la section 4.2.2.– Reperage equatorial : Reperage de la position d’un corps celeste par rapport au

plan equatorial terrestre et a la direction vernale. Voir la section 4.2.2.– Reperage horaire : Reperage de la position d’un corps celeste par rapport au plan

equatorial terrestre et a la direction du meridien local. Voir la section 4.2.2.– Reperage horizontal : Reperage de la position d’un corps celeste par rapport

au plan horizontal du lieu d’observation et a la direction du Nord local. Voir lasection 4.2.2.

– Seconde : Unite de temps qui, a l’origine, etait definie de maniere astronomiquecomme la 86400eme partie du jour solaire moyen (moyenne sur un an de la dureeseparant les instants de passage du Soleil au Midi d’un lieu donne, c’est-a dire dansle plan meridien du lieu). Cette definition astronomique trop irreguliere a ete aban-donnee pour des definitions d’origine non-astronomique, plus precises et stables. Ladefinition actuellement en vigueur depuis 1967 est d’origine atomique : la secondeest definie comme la duree de 9 192 631 770 periodes de la vibration de l’atome deCesium 133, correspondant a la transition entre les deux niveaux hyperfins de l’etatfondamental. Les autres unites de temps (minute, heure, jour) s’en deduisent sim-plement.

– Seconde d’arc : Unite d’angle valant 1/3600eme de degre.– Solstice : Instant pour lequel la declinaison geocentrique du Soleil est extremale

(maximale lors du solstice d’ete, et minimale lors du solstice d’hiver). Ce mot vientdu latin sol (le Soleil) et stare (s’arreter) : instant pour lequel le Soleil s’arrete demonter et redescend, ou le contraire.

– Supernova (Supernovæ au pluriel) : Etoile massive qui termine sa vie dans une gi-gantesque explosion. Vue depuis la Terre, l’etoile semble brutalement devenir beau-coup plus lumineuse, pendant plusieurs jours. Les astronomes chinois ont observe untel phenomene en juillet 1054 dans la constellation du Taureau. L’etoile en question,moderement brillante, est soudain devenue assez lumineuse pour etre visible en pleinjour, et ce, pendant environ trois semaines. Les residus de cette explosion ont formeun nuage (une nebuleuse), connu actuellement sous le nom de “nebuleuse du Crabe”.

– Temps atomique international (TAI) : Echelle de temps basee sur les vibrationsde l’atome de Cesium 133. Voir les sections 4.1.2 et 4.1.3, ainsi que la rubrique“Seconde”.

– Temps civil local (en un lieu) : Temps solaire moyen du lieu, additionne de 12hpour que le passage du Soleil au meridien de fasse vers 12 heure et non 00 heure.Voir la section 4.1.3.

– Temps legal : Temps Universel Coordonne (UTC) decale d’un nombre entierd’heures dependant du pays et du fuseau horaire. En France, le temps legal esten avance sur le temps UTC de 1h en hiver et de 2h en ete. Voir la section 4.1.3.

– Temps sideral local (en un lieu) : Echelle de temps basee sur la rotation proprede la Terre sur elle-meme, par rapport a une direction fixe et non au Soleil. Voir lasection 4.1.3.

– Temps solaire vrai local (en un lieu) : Echelle de temps definie comme etantl’angle horaire du Soleil. Voir la section 4.1.3.

– Temps solaire moyen local (en un lieu) : Echelle de temps definie a partirdu Temps solaire vrai local, debarrasse de ses irregularites annuelles liees a l’ellipti-


cite de l’orbite de la Terre et a l’inclinaison de son axe de rotation propre. Voir lasection 4.1.3.

– Temps universel (UT, UT1) : Echelle de temps definie comme etant le tempscivil du meridien de Greenwich. Le temps UT1 est rapporte a la vraie directioninstantanee de l’axe de rotation terrestre, alors que le temps UT fait reference a saposition moyenne. Voir la section 4.1.3.

– Temps universel coordonne (UTC) : Echelle de temps egale au TAI, decale d’unnombre entier de secondes pour etre proche du temps UT1 a moins d’une seconde.Voir la section 4.1.3.

– Terme seculaire : Terme correctif des orbites kepleriennes, qui tient compte desvariations lentes (a l’echelle du siecle, d’ou le mot “seculaire”) des elements orbitaux,dues aux perturbations causees par les autres corps celestes et par le caractere nonponctuel des corps celestes mis en jeu.

– Theodolite : Instrument de mesure des coordonnees horizontales d’une direction.– Trou noir : Objet celeste encore hypothetique dont l’existence est predite par la

theorie de la Relativite Generale d’Einstein. Ce serait un objet suffisamment densepour que son champ de gravite de surface puisse empecher l’evasion de toute matiere,et meme de la lumiere. En d’autres termes, la vitesse de liberation a la surface del’objet depasserait celle de la lumiere. Un tel objet ne pouvant pas, par definition,emettre de lumiere (d’ou son nom), il ne peut etre detectable directement. Les per-turbations qu’un tel objet provoque dans son voisinage sont par contre detectables,mais ca n’est qu’une detection indirecte du trou noir.

– Unite Astronomique (u.a.) : Unite de mesure des distances dans le systeme so-laire, qui represente le demi-grand axe de l’orbite terrestre, soit 1 ua = 149597870.610 km.

– Vent solaire : Flux irregulier de particules emises a grande vitesse par le Soleil.– Vernal : Voir la rubrique “Point vernal”.– Voie Lactee : Nom donne a notre galaxie en raison de l’aspect laiteux que revet la

zone du ciel qui correspond a notre galaxie vue dans sa plus grande dimension (parla tranche).

– Zenith : Direction de la verticale ascendante en un lieu donne. Une etoile est auZenith d’un lieu quand elle est exactement a la verticale du lieu. La direction opposeeest le Nadir.

Chapitre 12

Chronologie

12.1 L’epoque antique et le geocentrisme

– ≃-600 : Le mathematicien grec Thales de Milet (-640 a -562) savait calculer leseclipses de Lune, et avait compris que c’etait le Soleil qui eclairait la Lune. Ilvoyait la Terre comme un disque flottant sur un ocean d’un fluide primordial dontl’evaporation donne l’air.

– ≃-550 : Le mathematicien grec Anaximandre (-611 a -545), disciple de Thales,suppose que la Terre flotte dans l’espace, au centre de l’Univers, et que les planetestournent autour d’elle, sur des roues de differents diametres.

– ≃-500 : Le mathematicien grec Paramenide (-540 a -450 environ) affirme que laTerre est spherique, ce qui fut confirme par les recits de voyageurs ayant remarqueun changement d’aspect du ciel au cours de leurs periples.

– ≃-450 : Le mathematicien grec Anaxagore (-499 a -428) affirme que les planetessont des solides opaques susceptibles de se faire de l’ombre. Il introduit ainsi lapremiere explication physique des eclipses de Lune et de Soleil.

– ≃-360 : L’astronome Grec Eudoxe de Cnide (-408 a -355) introduit un modelecosmologique base sur 27 spheres geocentriques.

– ≃-290 : L’astronome grec Aristarque de Samos (-310 a -230) propose le premiermodele heliocentrique, et tente une mesure de la distance Terre-Soleil. Il la trouva19 fois plus grande que la distance Terre-Lune, alors qu’elle est en realite 400 fois ladistance Terre-Lune.

– ≃-220 : Le mathematicien grec Erathostene de Cyrene (-273 a -192) mesure lacirconference terrestre par la difference d’ombre entre le puits de Syene (haute valleedu Nil, tropique du Cancer) et l’obelisque d’Alexandrie (delta du Nil), le jour dusolstice d’ete. Il trouve un ecart angulaire de 7o12′ entre les ombres, pour la distanced’environ 5000 stades egyptiens (1 stade = 176 metres) separant Syene et Alexandrie.Il en deduisit une longueur d’environ 250 000 stades pour la circonference de la Terre,ce qui correspond approximativement a 44 000 km, valeur voisine a 10% pres de lavaleur admise aujourd’hui.

– ≃-190 : L’astronome grec Apollonius de Perge (-260 a -170 environ) propose lepremier modele cosmologique a epicycle et deferent.

– ≃-129 : L’astronome grec Hipparque (-190 a -120) etablit le premier catalogued’etoiles (850 etoiles) et propose une echelle d’evaluation de leur eclat. Il met aussien evidence la precession des equinoxes, et mesure la duree de l’annee tropique amieux que 7 minutes pres.

193

194 CHAPITRE 12. CHRONOLOGIE

– ≃+150 : L’astronome Claude Ptolemee (90 a 168 environ) publie “La SyntaxeMathematique”, ouvrage ou il decrit son modele des mouvements planetaires basesur les mouvements epicycliques a equant. Cet ouvrage nous est parvenu sous le nomd’Almageste grace aux astronomes arabes. Ce modele, aux predictions relativementprecises, est reste en vigueur pendant plus de treize siecles.

12.2 Le moyen-age

– juillet 1054 : Les astronomes chinois observent et rendent compte de l’explosionde la supernova qui donna naissance a la nebuleuse du Crabe.

12.3 La renaissance et l’heliocentrisme

– 1543 : L’astronome polonais N. Copernic (1473-1543) publie “De RevolutionibusOrbium Cælestium”, ouvrage fondateur de l’heliocentrisme.

– 1596 : L’astronome allemand J. Kepler (1571-1630) publie “Mysterium Cosmogra-phicum”, ouvrage dans lequel il tente d’expliquer les distances croissantes des sixplanetes du Systeme Solaire connues a cette epoque en supposant que leurs orbitesresident sur des spheres concentriques, imbriquees les unes dans les autres de facon ace que de chacune soit inscrite dans, et conscrite a un des cinq solides platoniciens :le cube, le tetraedre, l’hexaedre, l’octaedre, l’icosaedre et le dodecaedre. (Ces cinqpolyedres sont les seuls polyedres reguliers existant en dimension trois.)

– 16 fevrier 1600 (date julienne) : Le philosophe italien Giordano Bruno (1548-1600) est brule vif a Rome par l’Eglise Catholique pour avoir affirme que le Soleiln’etait qu’une etoile comme les autres, elles meme etant sans doute entourees d’uncortege de planetes (pluralite des Mondes).

– 1609 : Le physicien et astronome italien Galileo Galilei (1564-1642) utilise unelunette a des fins astronomiques pour la premiere fois.

– 1609 : L’astronome allemand J. Kepler (1571-1630) publie “Astronomia Nova”,ouvrage dans lequel il enonce ses fameuses premieres et deuxiemes lois pour decrirele mouvement de la planete Mars, a partir des tres minutieuses observations del’astronome danois Tycho Brahe (1546-1601).

– juillet 1610 : Le physicien et astronome italien Galileo Galilei (1564-1642) decouvre,grace a la lunette astronomique la tache rouge de Jupiter, le relief de la Lune, et lesquatre plus gros satellites de Jupiter (satellites dits “galileens”).

– 1616 : L’Eglise Catholique condamne officiellement les theses heliocentriques deCopernic.

– 1618 : L’astronome allemand J. Kepler (1571-1630) publie “Harmonice Mundi”,ouvrage dans lequel il enonce sa troisieme loi sur le mouvement des planetes.

– 1633 : Le physicien et astronome italien Galileo Galilei (1564-1642) est juge parla Sainte Inquisition, et doit abjurer ses theories geocentriques. Il sera rehabiliteofficiellement par l’Eglise Catholique... en 1994 par le Pape Jean-Paul II !

– 1644 : Le philosophe francais R. Descartes (1596-1650) propose la premiere hy-pothese scientifique pour la creation du systeme solaire.

– 1657 : Le physicien et astronome neerlandais C. Huygens decouvre et appliquea l’horlogerie de precision le principe du pendule pesant rigoureusement isochronea lames correctrices cycloıdales. Cette decouverte marque le debut de l’ere de la

12.4. L’AGE D’OR DE LA MECANIQUE CELESTE 195

chronometrie mecanique de precision.– decembre 1665 : Le physicien Anglais I. Newton (1643-1727) decouvre la gravi-

tation universelle.– 1667 : Les astronomes A. Auzout (1622-1691) et J. Picard (1620-1682) inventent

le micrometre a fils mobiles, qui ouvre la voie a des mesures de positions et d’ecartsangulaires d’une precision grandement accrue (quelques secondes d’arc).

– decembre 1671 : Le physicien Anglais I. Newton (1643-1727) presente a la RoyalSociety de Londres le premier telescope astronomique qu’il avait construit lui-meme.

– 1673 : Le physicien et astronome neerlandais C. Huygens publie son “Traite surles Horloges” qui resume ses decouvertes en matiere de chronometrie mecanique deprecision.

– 1676 : L’astronome danois O. Rømer (1644-1710) determine la vitesse de la lumiereen observant les retards et avances des occultations des satellites de Jupiter.

– 1687 : Le physicien Anglais I. Newton (1643-1727) publie “Philosophiæ NaturalisPrincipia Mathematica”, ouvrage dans lequel il introduit les lois fondamentales dela mecanique classique.

12.4 L’age d’or de la mecanique celeste

– 1727 : L’astronome anglais J. Bradley (1693-1762) decouvre “l’aberration des etoiles”,consequence de la finitude de la vitesses de la lumiere combinee avec le mouvementorbital de la Terre.

– 1755 : Le philosophe E. Kant (1724-1804) publie “Philosophie Naturelle”, ouvragedans lequel il propose une theorie pour la formation du systeme solaire par conden-sation dans un disque de poussiere en rotation.

– 13 mars 1781 : L’astronome anglais W. Herschel (1738-1822) decouvre la planeteUranus.

– 1782 : L’astronome francais C. Messier (1730-1817) publie le premier catalogued’objets diffus (galaxies, amas d’etoiles, nebuleuses), synthese d’un travail entreprisen 1758.

– 1796 : l’astronome mathematicien et physicien francais P.S. Laplace (1749-1827)publie “Exposition du systeme des mondes”, ou il propose un mecanisme de forma-tion des planetes.

– 31 decembre 1800 : L’astronome italien G. Piazzi (1746-1826) decouvre le premierasteroıde (Ceres).

– 28 mars 1802 : L’astronome allemand H. Olbers (1758-1840) decouvre le secondasteroıde (Pallas).

– 1824 : le physicien allemand J. von Fraunhoffer (1787-1826) effectue le premierspectre de la lumiere solaire.

– 1838 : L’astronome allemand F. Bessel (1784-1846) effectue la premiere mesure dela distance d’une etoile par sa parallaxe. Il s’agissait de 61-Cygni, dont il annoncala parallaxe a 0.31” (la valeur actuellement reconnue est de 0.294”).

– 23 septembre 1846 : L’astronome allemand J. Galle (1812-1910) decouvre laplanete Neptune, sur les indications de U. Le Verrier qui en avait deduit l’existenceet la position par le calcul. Un calcul analogue avait ete fait deux ans avant parl’astronome anglais J. Adams (1819-1892).


12.5 L’ere de l’astrophysique et de la cosmologie

– 1905 : L’astronome danois E. Hertzsprung (1873-1967) et l’astronome americainH. Russel (1877-1957) etablissent la premiere classification d’etoiles sur la base deleur luminosite et de leur type spectral (diagramme d’Hertzsprung-Russel).

– 1905 : Le physicien allemand A. Einstein (1879-1955) introduit sa theorie de laRelativite restreinte.

– 1916 : Le physicien allemand A. Einstein (1879-1955) introduit sa theorie de laRelativite generale.

– 1918 : L’astronome japonais K. Hirayama (1874-1943) regroupe les asteroıdesconnus en familles dynamiques.

– 1929 : L’astronome americain E. Hubble (1889-1953) decouvre l’expansion de l’Uni-vers.

– 18 fevrier 1930 : L’astronome americain C. Tombaugh (1906-1997) decouvre Plu-ton.

– 1931 : L’astronome americain K. Jansky (1905-1950) fonde la radio-astronomie.– 1938 : Les physiciens allemands H.A. Bethe (1906- ?) et C. von Weizsacker (1912- ?)

elucident completement les mecanismes nucleaires qui sont a la source de l’energiesolaire.

– 1955 : Les physiciens anglais L. Essen et J.V.L. Parry, au National Physical La-boratory construisent la premiere horloge atomique, sur une idee originale de Rabi(janvier 1945).

12.6 L’ere de l’astronomie spatiale

– 4 octobre 1957 : L’Union Sovietique lance le premier satellite artificiel : Spoutnik(“compagnon” en russe).

– 1959 : La sonde sovietique Luna 2 effectue un atterrissage brutal sur la Lune, et lasonde Luna 3 realise les premieres photos de la face cachee de la Lune.

– 1965 : La sonde americaine Mariner 4 s’approche de la planete Mars et en prendles premieres photos rapprochees.

– 1965 : Deux ingenieurs radio-astronomes au “Bell-Laboratories”, A. Penzias (1933-?) et R. Wilson (1936- ?) decouvrent par hasard le rayonnement radio fossile dit“rayonnement a 2.7K”, vestige des premiers moments de l’Univers. Cette decouverteaccidentelle allait fournir une des observations de base de la cosmologie moderne.

– 1967 : La treizieme Conference Generale des Poids et Mesures definit la secondecomme la duree de 9 192 631 770 periodes de la transition entre les deux niveauxhyperfins de l’etat fondamentale de l’atome de Cesium 133.

– 20 juillet 1969 : L’astronaute americain N. Amstrong pose le pied sur la Lune.– 1971 : La quatorzieme Conference Generale des Poids et Mesures introduit le Temps

Atomique Internationale (TAI).– 1973 : La sonde americaine Pioneer 10 approche Jupiter pour la premiere fois. Elle

se dirige actuellement vers l’exterieur du systeme solaire et sera le premier objetterrestre a quitter le systeme solaire. Elle porte a son bord un message graphique al’intention d’eventuelles intelligences non terrestres.

– 1975 : La sonde sovietique Venera 9 effectue le premier atterrissage en douceur surle sol de Venus et en photographie la surface.

– 20 aout 1977 et 5 septembre 1977 : Lancement des sondes americaines “Voyager

12.6. L’ERE DE L’ASTRONOMIE SPATIALE 197

II” et “Voyager I” vers les planetes geantes du systeme solaire.– 1994 : Le pape Jean-Paul II rehabilite officiellement Galilee.– 5 octobre 1995 : La premiere planete extra-solaire (51−Pegasi) est decouverte a

l’Obervatoire de Haute Provence (France), par les astronomes suisses M. Mayor etD. Queloz.

– 14 fevrier 1996 : La sonde SoHO, lancee le 2 decembre 1995 de Cap Canaveral,arrive a son poste (le point de Lagrange L1), face au Soleil, et commence sa missiond’observation continue du Soleil.

– 15 octobre 1997 : La sonde Cassini-Huygens est lancee de Cap Canaveral endirection de Saturne et de son satellite Titan. Le trajet devrait durer 6.7 ans.

– 25 mai 1998 : Le premier des quatre telescopes du VLT (Very Large Telescope), de8.2m de diametre, recoit sa premiere lumiere. Le VLT est un groupe d’instrumentsastronomiques finance par l’ESO (European Southern Observatory), installe sur lemont Paranal (desert de l’Atacama, Chili).

– 3 janvier 1999 : Lancement de la sonde americaine “Mars Polar Lander” vers laplanete Mars.

– 12 fevrier 2001 : La sonde americaine “NEAR” (lancee le 12 aout 1999) se poseen douceur sur l’asteroıde Eros.

– 10 juin 2003 et 7 juillet 2003 : Lancement des sondes robotisees “Spirit” et“Opportunity” vers la planete Mars.

– ....

Table des figures

1.1 La convention de signe trigonometrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

1.2 Les bases de la trigonometrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

1.3 La notion de diametre apparent . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.4 La notion de parallaxe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.5 Le systeme Terre-Soleil en perspective . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23

1.6 Le systeme Terre-Soleil vu de “dessus” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

1.7 Le systeme Terre-Lune vu de “dessus” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

2.1 L’amas ouvert (ou galactique) des Pleiades (M45). . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

2.2 Le grand amas globulaire d’Hercule (M13). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

2.3 La nebuleuse diffuse d’Orion (M42). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

2.4 La nebuleuse du Crabe (M1). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

2.5 La nebuleuse planetaire de la Lyre (M57). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

2.6 La galaxie spirale du Tourbillon (M51). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

2.7 Le grand amas de galaxies de la Vierge. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

4.1 l’Equation du temps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69

4.2 Le reperage horizontal topocentrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75

4.3 Le reperage equatorial geocentrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.4 Le reperage horaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

4.5 Le reperage geographique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81

4.6 Le reperage ecliptique heliocentrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

5.1 Les six elements orbitaux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

6.1 Les principales planetes du systeme solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109

6.2 Le Soleil, une etoile ordinaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

6.3 La planete Mercure. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113

6.4 La planete Venus. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115

6.5 La planete Terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

6.6 La Lune. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119

6.7 La planete Mars. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

6.8 L’asteroıde Toutatis. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

6.9 La planete Jupiter. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125

6.10 La planete Saturne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127

6.11 La planete Uranus. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

6.12 La planete Neptune. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

6.13 Le couple Pluton–Charon. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

199

200 TABLE DES FIGURES

6.14 La comete de Halley. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

7.1 La structure interne du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1497.2 Le cycle Proton-Proton . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1517.3 La photosphere solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1537.4 La chromosphere solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1557.5 La couronne solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157

8.1 Le spectre electromagnetique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1698.2 Les principaux instruments d’optique astronomique . . . . . . . . . . . . . . . . 171

Liste des tableaux

1.1 Unites de mesure des angles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81.2 Debut et duree des saisons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

4.1 Unites de longueur en astronomie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

5.1 Les interactions fondamentales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89

7.1 Donnees physiques sur le Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1407.2 Composition chimique du Soleil . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143

201

INTRODUCTION A L’ASTRONOMIE - OCA

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